✨Quan sát trực tiếp sóng hấp dẫn lần đầu tiên

| data4 = | header5 = | belowstyle = | below = Trích dẫn bài báo công bố trên Phys. Rev. Lett. Trước đó các nhà vật lý mới chỉ biết sự tồn tại của sóng hấp dẫn một cách gián tiếp thông qua ảnh hưởng của chúng lên thời gian đến của xung vô tuyến từ sao xung trong các hệ sao đôi. Hình dạng sóng thu được từ hai trạm thăm dò của LIGO về sóng hấp dẫn phát ra từ cặp lỗ đen có khối lượng lần lượt vào khoảng 36 và 29 lần khối lượng Mặt Trời chuyển động xoáy tròn quanh nhau, tiến tới sáp nhập rồi dao động tắt dần ("ringdown") tạo thành một lỗ đen quay. Tín hiệu được đặt ký hiệu là GW150914 (viết tắt của Gravitational Wave và ngày phát hiện sự kiện). Đây cũng là lần đầu tiên đo được quá trình sáp nhập của hệ hai lỗ đen, chứng minh sự tồn tại của các hệ đôi lỗ đen khối lượng sao, và những sự kiện hợp nhất như thế có xảy ra trong độ tuổi của vũ trụ hiện tại.

Giới truyền thông trên toàn cầu đã đưa tin về sự kiện này và có nhiều lý do để coi nó như là một thành tựu lớn. Nỗ lực nhằm chứng minh trực tiếp sự tồn tại của các sóng hấp dẫn đã trải qua trên 50 năm, khi mà cường độ của chúng đến Trái Đất là quá nhỏ khiến ngay cả Albert Einstein cũng phải hoài nghi về khả năng phát hiện ra sóng hấp dẫn. Các sóng thoát ra từ biến cố sáp nhập dữ dội GW150914 đến Trái Đất như là những gợn sóng lăn tăn của độ cong trong cấu trúc không thời gian làm thay đổi kéo giãn hay co ngắn ở các cánh tay dài 4 km của LIGO bằng khoảng 1/1000 đường kính của proton, Năng lượng giải phóng ra trong thời gian ngắn của sự kiện là cực lớn, tương đương bằng 3 lần khối lượng Mặt Trời x c² (5,4 J) phát ra trong thời gian ít hơn nửa giây dưới dạng sóng hấp dẫn, đạt tốc độ bức xạ cực đại bằng khoảng 3,6 watt – lớn hơn hàng chục lần năng lượng ánh sáng phát ra từ tất cả các sao trong vũ trụ quan sát được kết hợp lại.

Phép đo này đã xác nhận một trong những dự đoán cuối cùng còn chưa được kiểm nghiệm của thuyết tương đối tổng quát và công nhận dự đoán của lý thuyết về sự biến đổi của độ cong không thời gian trong các sự kiện vũ trụ quy mô lớn (gọi là các kiểm tra trong trường hấp dẫn mạnh - strong field tests) và động lực phi tuyến tính. Nó cũng mở ra một ngành mới đó là thiên văn học sóng hấp dẫn, cho phép thu thập được dữ liệu từ các biến cố thiên văn vật lý mà trước đó không thể phát hiện được, và có khả năng đưa các nhà vũ trụ học tới những thời điểm sơ khai nhất trong lịch sử của Vũ trụ. LIGO cũng đã đo được tín hiệu thứ hai vào ngày 26 tháng 12 năm 2015 và kết quả này công bố vào 15 tháng 6 năm 2016. Tín hiệu thứ ba, GW170104 được công bố vào ngày 1 tháng 6 năm 2017.

Sóng hấp dẫn

thumb|Mô phỏng chuyển động quỹ đạo xoáy tròn và hợp nhất của hai hố đen tương tự với sự kiện GW150914. Minh họa hai mặt cầu đen tương ứng cho [[chân trời sự kiện, và biểu diễn hình học của cấu trúc không thời gian bị cong bằng các bề mặt hai chiều tô màu. Một bán cầu của chân trời sự kiện được thể hiện màu cho biết sự thay đổi của trục tự quay của lỗ đen trong quá trình sáp nhập. Độ cao của bề mặt màu minh họa độ cong của không gian, biến đổi từ màu đỏ sang lục chỉ ra khoảng thời gian bị chậm đi bao nhiêu khi tiến gần về hố đen, màu lam và tím ở những khoảng cách lớn hơn biểu diễn sóng hấp dẫn lan truyền ra xa.]]

Albert Einstein đã tiên đoán sự tồn tại của sóng hấp dẫn vào năm 1916, sau vài tháng khi ông viết ra dạng đúng của phương trình trường cho thuyết tương đối tổng quát. Lý thuyết giải thích hấp dẫn là hệ quả của sự uốn cong không thời gian gây bởi khối lượng-năng lượng. Từ đó, Einstein đã tiên đoán các sự kiện trong Vũ trụ có thể tạo ra "những gợn lăn tăn" của không thời gian – những độ cong của chính không thời gian – mà lan truyền ra bên ngoài, tuy vậy hiệu ứng của nó tại Trái Đất là rất nhỏ khiến cho mục tiêu đo được trực tiếp nó dường như là không thể đối với công nghệ ở thời đó.

Sóng hấp dẫn hầu như không tương tác hoặc tương tác rất yếu với vật chất. Không giống như sóng điện từ có tương tác với vật chất, sóng hấp dẫn hoàn toàn truyền tự do qua vật chất. Mức tự do này còn lớn hơn sự tương tác rất ít của neutrino với vật chất. Rất khó có thể thu năng lượng từ sóng hấp dẫn, ngay cả khi nó mang năng lượng lớn, nó chỉ mặc nhiên truyền qua mọi thứ chắn trên đường đi của nó. Sóng hấp dẫn làm kéo và co dãn không gian chúng đi qua. Chúng là các gợn lăn tăn của tấm màn không gian và thời gian. Mọi vật chất nhúng trong không thời gian sẽ bị kéo dãn theo một phương và đồng thời co lại theo phương khác cùng với không thời gian khi có sóng hấp dẫn truyền qua.

Quan sát

Các nhà vật lý có thể phát hiện sóng hấp dẫn một cách gián tiếp, bằng cách quan sát các hiệu ứng của sóng trên những vật thể ở xa, và suy ra sự tồn tại của chúng, hoặc đo một cách trực tiếp và quan sát hiệu ứng của chúng tác dụng lên các thiết bị trên Trái Đất như LIGO, hoặc trong tương lai trên các tàu không gian như eLISA.

Quan sát gián tiếp

Manh mối về hiệu ứng của sóng hấp dẫn lần đầu tiên được phát hiện vào năm 1974 từ hệ quả của chu kỳ quỹ đạo hệ hai sao neutron PSR B1913+16, trong đó một sao là pulsar phát ra các xung vô tuyến quét qua Trái Đất ở những khoảng đều đặn và chính xác khi nó quay quanh trục. Hai nhà thiên văn Russell Hulse và Joseph Taylor, những người phát hiện ra hệ sao đôi này, cũng cho biết theo thời gian, quãng thời gian giữa những lần tín hiệu tới kính thiên văn vô tuyến dần ngắn lại. Điều này gợi ý rằng hai ngôi sao đang chuyển động xoắn ốc gần về nhau với chu kỳ quỹ đạo giảm dần. Năng lượng quỹ đạo của hệ bị mất đi bằng đúng với giá trị dự đoán của sóng hấp dẫn mang theo năng lượng phát ra từ hệ này. Nhờ phát hiện này, Hulse và Taylor đã được trao giải Nobel Vật lý năm 1993. Các quan sát sau đó về pulsar này cùng các hệ khác (như hệ chứa hai pulsar PSR J0737-3039) đều cho kết quả giống với tính toán từ thuyết tương đối rộng ở bậc chính xác cao.

Quan sát trực tiếp

Các nhà khoa học và kỹ sư chưa thể đo trực tiếp được sóng hấp dẫn trong một thời gian dài bởi vì hiệu ứng của nó quá nhỏ để có thể phát hiện và phân biệt từ những nguồn gây nhiễu khác trên Trái Đất. Kỹ thuật dùng giao thoa kế để đo đã được mô tả từ thập niên 1960, cùng với tiến bộ về những công nghệ khác được phát triển, giúp cho kỹ thuật này trở lên khả thi và đạt được mục tiêu.

Sự hoạt động cơ bản của giao thoa kế LIGO đó là dùng một chùm laser được tách làm hai và sau đó kết hợp lại sau khi hai chùm được gửi vào những hốc quang học khác nhau. Sự thay đổi độ dài quang trình hoặc thời gian truyền của hai chùm tia, nguyên nhân gây bởi sóng hấp dẫn, và bởi tính chất tốc độ sóng điện từ trong chân không là không đổi, do vậy khi các tia tới điểm kết hợp sẽ tạo thành tín hiệu "phách". Kỹ thuật này đặc biệt nhạy với sự thay đổi rất nhỏ trong khoảng cách hoặc thời gian giữa hai quang trình. Theo lý thuyết, một giao thoa kế với các cánh tay dài khoảng 4 km có khả năng phát hiện ra sự thay đổi của không gian và thời gian – một tỷ lệ rất nhỏ so với đường kính của proton – khi sóng hấp dẫn với cường độ đủ lớn đi qua Trái Đất. Hiệu ứng này không thể cảm nhận được bởi bất kỳ người nào và bất kỳ các thiết bị khác (ngoại trừ các trạm đo lường sóng hấp dẫn với độ nhạy tương tự, như Virgo, GEO 600 và các trạm đang xây dựng KAGRA INDIGO). Về mặt thực nghiệm, cần ít nhất hai giao thoa kế, bởi vì sóng hấp dẫn sẽ được chúng phát hiện với một khoảng trễ thời gian trong khi những nhiễu loạn vật lý khác có thể chỉ ảnh hưởng ở một thiết bị hoặc tín hiệu thu được từ hai thiết bị cho kết quả khác nhau gây bởi những nhiễu loạn này. Dự án LIGO đã được phê duyệt và cung cấp tài chính bởi NSF từ năm 1992. Sau giai đoạn ban đầu, các thiết bị đã được nâng cấp từ 2010 đến 2015 (thành Advanced LIGO), làm tăng độ nhạy của chúng lên 10 lần.

LIGO bao gồm hai đài quan trắc sóng hấp dẫn, nằm cách nhau khoảng 3002 km: Trạm LIGO Livingston () ở Livingston, Louisiana, và trạm LIGO Hanford, nằm ở tổ hợp Hanford (Hanford Site) () gần Richland, Washington. Sự dịch chuyển nhỏ về độ dài của các cánh tay của chúng liên tục được theo dõi và so sánh với nhau và những hình mẫu tín hiệu mà dường như xuất hiện gần đồng thời ở cả hai trạm sẽ được phân tích tiếp để xác định xem liệu hai thiết bị đã thu được sóng hấp dẫn hay là do nhân tố độ nhiễu. Tháng 2 năm 2015, hai trạm bắt đầu giai đoạn chạy thử kỹ thuật, và hoạt động chế độ quan trắc khoa học chính thức từ ngày 18 tháng 9 năm 2015.

Trong giai đoạn phát triển và hoạt động ban đầu của LIGO, một vài tín hiệu nhân tạo giả ("blind injections") làm giống như hiệu ứng của sóng hấp dẫn đã được đẩy vào để kiểm tra thử khả năng của máy tính cũng như các nhà nghiên cứu có nhận ra được những tín hiệu như thế. Để đảm bảo sự hiệu quả của tín hiệu mù, chỉ bốn nhà khoa học của LIGO được biết lúc nào xuất hiện tín hiệu này, và thông tin chỉ được tiết lộ sau khi tín hiệu đã được các nhà nghiên cứu phân tích cẩn thận.

Tín hiệu quét tần (hay di tần - chirp signal) kéo dài trong 0,2 giây, với tần số và biên độ tăng dần trong khoảng 8 chu kỳ từ 35 Hz đến 150 Hz. Sự tăng tần số bởi vì quỹ đạo của hai vật thể trở lên quay nhanh hơn một cách đáng kể so với trước đó, trong giai đoạn chuyển động xoáy ốc vào nhau trước khi hợp nhất.

Chương trình kích hoạt thông báo khả năng vừa phát hiện sóng hấp dẫn truyền qua đã thông báo cho các nhà nghiên cứu biết chỉ trong vòng ba phút sau khi thu được sự kiện, nhờ sử dụng thuật toán tìm kiếm nhanh ('trực tuyến') cung cấp dữ liệu phân tích sơ bộ từ dữ liệu đo được của các thiết bị. Sau vài ngày, các thành viên trong nhóm hợp tác nhận ra khả năng đây là tín hiệu thật và bắt đầu nghiên cứu tìm hiểu các tham số từ nguồn phát.

Phân tích thống kê dữ liệu một cách chi tiết hơn, và trong vòng 16 ngày thu thập dữ liệu từ 12 tháng 9 đến 20 tháng 10 năm 2015, với tỉ số tín hiệu cực đại trên nhiễu bằng 24 và ước lượng tỷ lệ thông báo giả là nhỏ hơn 1 sự kiện trên 203.000 năm, tương đương với ý nghĩa trên 5,1σ hoặc mức tin cậy bằng 99,99994%, nhóm Hợp tác Khoa học LIGO đã xác nhận GW150914 là một sự kiện thật. Sóng cực đại được phát hiện ở Livingston sớm hơn 7 mili giây so với ở Hanford. Sóng hấp dẫn lan truyền với tốc độ ánh sáng, sự chênh lệch là khớp với quãng thời gian ánh sáng truyền trong khoảng cách giữa hai trạm.

Ở thời điểm xảy ra sự kiện, trạm quan trắc sóng hấp dẫn Virgo (gần Pisa, Italia) đang ngừng hoạt động để tiến hành nâng cấp; nếu nó được bật sớm thì sẽ đủ nhạy sau khi nâng cấp để thu được tín hiệu này, do vậy nâng cơ hội xác định được vị trí nguồn phát ra sóng hấp dẫn. công suất ánh sáng phát ra từ mọi ngôi sao trong Vũ trụ quan sát được. giai đoạn hợp nhất của các trường hấp dẫn mạnh chỉ có thể giải được hoàn toàn bằng những mô phỏng phức tạp trên siêu máy tính theo phương pháp số trong thuyết tương đối (numerical relativity) do bản chất phi tuyến của nghiệm phương trình trường Einstein.

Vật thể sau va chạm hợp nhất là một lỗ đen quay Kerr với tham số spin bằng ,

Vị trí trên bầu trời

Các thiết bị đo sóng hấp dẫn có miền theo dõi là toàn bộ bầu trời với ít khả năng phân giải vị trí của nguồn phất nếu chỉ có hai thiết bị. Một mạng lưới các thiết bị đo là cần thiết để định ra vị trí của nguồn trên bầu trời thông qua phép đạc tam giác. Chỉ với hai trạm của LIGO ở trong chế độ quan sát và đạt đủ độ nhạy, các nhà khoa học chỉ có thể tìm ra vị trí nguồn phát GW150914 nằm trong một miền giới hạn trên bầu trời. Điều này được thực hiện thông qua phân tích độ trễ thời gian ms giữa hai trạm, cùng với biên độ và pha sóng thu được giống nhau ở cả hai trạm. Kết quả họ thu được một miền có diện tích 140 deg² với xác suất tìm thấy vị trí là 50% hoặc miền 590 deg² với xác suất tìm thấy 90% và nằm chủ yếu ở thiên cầu nam,

Quan sát đồng thời qua tia gamma

Thiết bị theo dõi chớp gamma (GBM) trên Kính thiên văn Không gian tia gamma Fermi đã đo được một chớp gamma yếu có năng lượng trên 50 keV ngay sau 0,4 giây khi Advanced LIGO phát hiện sự kiện và miền vị trí của chớp nằm giao với miền của nguồn phát GW150914. Mặc dù các nhà khoa học không chắc rằng hai sự kiện này có chung một nguồn gốc, hoặc chớp gamma là do một tác nhân nhiễu, đội Fermi tính toán rằng nguyên nhân nhiễu gây ra sự trùng hợp có xác suất chỉ khoảng 0.22%.

Tuy nhiên, các quan sát từ kính thiên văn không gian tia gamma INTEGRAL, thông qua thiết bị SPI-ACS, cho thấy lượng năng lượng trong bức xạ tia gamma và tia X cứng phát ra nhỏ hơn một phần triệu năng lượng phát ra dưới dạng sóng hấp dẫn, và họ kết luận rằng "giới hạn này loại trừ khả năng sự kiện sóng hấp dẫn là có liên quan tới chớp gamma, mà đã truyền thẳng tới các trạm quan sát."

Một nhóm nhà vật lý thiên văn đã phân tích một cách độc lập, và công bố kết quả vào tháng 6 năm 2016. Họ đã phát triển một phương pháp thống kê hiệu quả hơn để phân biệt tín hiệu bức xạ nền từ những sự kiện thực. Nhóm đi tới kết luận rằng dữ liệu từ kính thiên văn Fermi sau 0,4 giây từ sự kiện GW150914 không phải là của một chớp tia gamma, mà chỉ đơn giản là bức xạ nền, như được chỉ ra trong phân tích phức tạp này.

Quá trình sáp nhập hai hố đen mà phát ra sóng hấp dẫn được cho là sẽ không tạo ra chớp gamma, bởi vì có ít lượng khí bay quanh các cặp hố đen khối lượng sao. Abraham Loeb tính toán rằng nếu một ngôi sao khối lượng lớn có tốc độ tự quay rất nhanh quanh trục, lực ly tâm tạo ra trong quá trình suy sụp hấp dẫn sẽ đưa đến hình một thanh vật chất quay dạng như quả tạ mà chia tách thành hai khối vật chất đặc rồi sau đó hình thành lên cặp lỗ đen khối lượng sao, và tại lúc kết thúc suy sụp của ngôi sao nó sẽ phát ra chớp gamma. Loeb đề xuất sự trễ 0,4 giây là thời gian để chớp gamma vượt qua đường kính của ngôi sao, so với sóng hấp dẫn.

Những quan sát tiếp theo

Vùng trời chứa nguồn phát được tái dựng sau đó là mục tiêu quét dõi theo bởi các kính thiên văn qua các bước sóng vô tuyến, quang học, hồng ngoại gần, tia X, và tia gamma cũng như từ các trạm thăm dò neutrino. Mặc dù không neutrino nào có liên quan tới sự kiện này được phát hiện, sự vắng mặt này đã cung cấp một giới hạn cho các neutrino liên quan tới sự kiện.

Đồng thời với khoảng thời gian tổ chức họp báo ở Washington, D.C., Barry Barish đã có một buổi thuyết trình về nội dung khoa học trước cộng đồng các nhà vật lý, tổ chức tại CERN ở Geneva, Thụy Sĩ.

Giải thưởng và công nhận

Tháng Năm 2016, toàn bộ các nhà khoa học trong nhóm cộng tác cùng những nhà khoa học có đóng góp quan trọng khác ngoài nhóm, và đặc biệt là 3 nhà khoa học Ronald Drever, Kip Thorne, và Rainer Weiss đã được trao giải Đặc biệt của Giải Đột phá trong Vật lý cơ bản cho phát hiện trực tiếp sóng hấp dẫn. Drever, Thorne, Weiss, và nhóm Hợp tác khoa học LIGO cũng nhận được Giải Gruber trong Vũ trụ học. Tháng Sáu 2016, Drever, Thorne, và Weiss được trao Giải Kavli trong lĩnh vực Thiên văn vật lý và Giải Shaw trong Thiên văn học.

Bary Barish đã nhận Giải Enrico Fermi 2016 từ Hội Vật lý Ý (Società Italiana di Fisica). Tháng 1 năm 2017, phát ngôn viên của LIGO Gabriela González và đội LIGO được trao Giải Bruno Rossi 2017.

Gabriela González, Peter Saulson, David Reitze và đội LIGO đã nhận "Giải thưởng Khám phá Khoa học" 2017 (NAS Award for Scientific Discovery); Bary Barish và Stan Whitcomb đã nhận "Huy chương Henry Draper" 2017, cả hai giải thưởng đều của Viện Hàn lâm Khoa học Quốc gia Hoa Kỳ.

Ba nhà vật lý Rainer Weiss, Barry C. Barish và Kip S. Thorne được trao giải Nobel Vật lý 2017 "cho những đóng góp quyết định đối với dự án LIGO và quan sát sóng hấp dẫn".

Hệ quả

Việc đo được trực tiếp sóng hấp dẫn đã mang đến sự mở đầu cho kỷ nguyên mới của thiên văn học sóng hấp dẫn. Trước khi có phát hiện này, các nhà thiên văn vật lý và vũ trụ học có thể thực hiện các quan sát dựa trên bức xạ điện từ (bao gồm ánh sáng khả kiến, tia X, vi ba, sóng vô tuyến, và tia gamma), và các thực thể hạt vi mô (như tia vũ trụ, gió sao, neutrino...). Các miền phổ này có những giới hạn nhất định - không phải vật thể nào cũng phát ra ánh sáng và các bức xạ khác, và những bức xạ này có thể bị che khuất và ẩn giấu đằng sau những vật thể khác. Các vật thể như thiên hà và tinh vân cũng hấp thụ, tái phát lại, hoặc làm thay đổi ánh sáng phát ra từ chúng hoặc từ các vật thể ở đằng sau, và sao đặc hoặc sao ngoại lai có thể chứa những loại vật chất mà không phát ra ánh sáng và sóng vô tuyến, và do vậy có ít chứng cứ về sự có mặt của chúng so với thông qua tương tác hấp dẫn của chúng.

Sự mong đợi phát hiện các sự kiện sáp nhập trong tương lai

Ngày 15 tháng 6 năm 2016, nhóm Hợp tác khoa học LIGO và nhóm Virgo thông báo đã đo được tín hiệu sóng hấp dẫn lần thứ hai, tại hai trạm của LIGO vào ngày 26 tháng 12 năm 2015, tín hiệu được đặt mã là GW151226. Sóng hấp dẫn này phát ra từ hệ hai hố đen khối lượng lần lượt bằng xấp xỉ 14 và 8 lần khối lượng Mặt Trời, với khoảng cách đến nguồn xấp xỉ 1,4 tỷ năm ánh sáng.

Nhóm LIGO tiên đoán có thể phát hiện được nhiều hơn 5 sự kiện cặp lỗ đen sáp nhập như sự kiện GW150914 trong lần quan sát tiếp theo, và ước tính có 40 vụ hợp nhất sao đôi mỗi đôi, thêm một số chưa biết về các nguồn sóng hấp dẫn ngoại lai nữa, mà nguồn gốc của chúng chưa được hiểu rõ từ các lý thuyết hiện tại.

Vì các cặp lỗ đen trước khi hợp nhất xuất hiện trong một hệ sao đôi và kích thước của hệ là đủ nhỏ để cho phép quá trình hợp nhất xảy ra trong thời gian tuổi của Vũ trụ, vì vậy sự kiện này ràng buộc kịch bản tiến hóa sao đôi hoặc kịch bản động lực sao phụ thuộc vào cách cặp lỗ đen đã được hình thành như thế nào. Nhiều lỗ đen phải nhận được cú hích (black hole kicks, vận tốc của lỗ đen thu được khi nó hình thành trong sự kiện vụ nổ siêu tân tinh suy sụp lõi), hoặc lỗ đen hình thành trong một hệ sao đôi sẽ bị đẩy văng ra khiến cho sự kiện tương tự như GW150914 khó có thể xảy ra.

Vũ trụ giai đoạn kỷ nguyên photon như một màn sương mờ đục do lúc này vật chất chủ yếu là các ion và photon bị tán xạ mạnh bởi các electron tự do. Tuy nhiên, sự đục này không ảnh hưởng tới sóng hấp dẫn từ thời điểm đó (nếu trong tương lai các nhà vật lý và kỹ sư có thể thăm dò được), cho phép có một cửa sổ để quan sát vũ trụ trước thời điểm sớm nhất mà hiện nay các nhà thiên văn có thể quan sát được nhờ những kính thiên văn mạnh nhất. Một ngày nào đó, thiên văn sóng hấp dẫn sẽ có thể quan sát trực tiếp lịch sử sơ khai của Vũ trụ trước giai đoạn tái kết hợp, mà các sóng vô tuyến và các bước sóng điện từ khác không thể thâm nhập được. Các nhà vật lý đã không tìm thấy chứng cứ chống lại thuyết tương đối rộng từ sự kiện này.

Một số cơ hội để kiểm nghiệm các tính chất phức tạp khác của thuyết tương đối đã bị giới hạn trong lần đo lường tín hiệu này, như là các đuôi tạo bởi tương tác giữa sóng hấp dẫn với phông nền không thời gian cong. Mặc dù tương đối mạnh, nó vẫn nhỏ hơn so với hệ hai sao xung. Các tín hiệu mạnh hơn trong tương lai, cùng với sự bổ sung thêm các máy dò nhạy hơn, có thể dùng để khám phá đặc tính tương tác phức tạp của sóng hấp dẫn cũng như nâng giới hạn về sự sai khác trong dự đoán của thuyết tương đối tổng quát.

Tốc độ sóng hấp dẫn và giới hạn khối lượng graviton

Theo thuyết tương đối rộng tốc độ sóng hấp dẫn (v_g) bằng tốc độ ánh sáng (c). Bất kỳ sự sai khác nào từ mối liên hệ này có thể được tham số hóa theo số hạng khối lượng của hạt trường giả thuyết graviton. Hạt graviton là một hạt sơ cấp đóng vai trò hạt tải lực đối với lý thuyết lượng tử về hấp dẫn. Nếu nó không có khối lượng, như đã được suy luận từ sự kiện này, thì lực hấp dẫn có phạm vi tác động ra vô hạn. (Bởi vì nếu boson chuẩn càng nặng hơn, thì phạm vi tác động của lực tương ứng sẽ ngắn hơn; như vô hạn đối với ánh sáng bởi vì photon không có khối lượng, phạm vi ảnh hưởng xa vô cùng của hấp dẫn hàm ý rằng hạt tải lực đi kèm phải là phi khối lượng.) Nếu graviton có khối lượng khác 0, sóng hấp dẫn sẽ lan truyền với tốc độ nhỏ hơn tốc độ ánh sáng, với các tần số thấp hơn (ƒ) nó sẽ lan truyền chậm hơn so với các tần số cao hơn, dẫn tới sự phân tán của sóng từ vu va chạm hợp nhất. Sự phân tán như thế đã không thấy xuất hiện ở sự kiện GW150914. Quan trắc từ sự kiện này cho phép suy ra giới hạn trên của khối lượng graviton không lớn hơn 2,1 x 10⁻⁵⁸ kg, bằng 1,2 x 10⁻²² eV/c² hay tương ứng với bước sóng Compton (λ_g) lớn hơn 10¹³ km, gần 1 năm ánh sáng. Sử dụng tần số thấp nhất đo được 35 Hz, sẽ cho giới hạn dưới của v_g sao cho giới hạn trên của 1-v_g /_c_ xấp xỉ ~ 4 x 10⁻¹⁹.