GIẢI NOBEL VẬT LÝ 1993 Giải NobelVật lý năm 1993được traocho tiếnsĩ người Mỹ Russell A. Hulse và giáo sư người Mỹ JosephH. TaylorJr. đều ở Đại học Princeton (Princeton, bang New Jersey,Mỹ) "do phát minh ra một loạisao punxa (pulsar)mới và phát minh này đã mở ra những khả năng mới để nghiên cứu sự hấp dẫn". Phátminhpunxa mớicó tác động lớn đếnvật lý hấp dẫn. Khi mộtsao chết và ánh sángcủa nó biến mất,nó có thể được biến đổithành một punxa.Khi đó nó tiêu tan khỏi bầu trời nhìnthấy. Nhưng nó vẫn ở đó, phát ra các tín hiệu vô tuyến thaycho ánhsáng và trongcáivỏ mới củamình nó bắt đầu bộc lộ các đặc tínhđáng chú ý. Sao punxalà một vật thể thiên văn rất nhỏ với đường kính khoảng 10 km. Nó chứa đầy vật chấthạt nhân trongđó chủ yếu là các neutron.Mậtđộ của nó cực cao. Một lượng vật chấtnhỏ xíu trong một punxa nặng hàngtrăm nghìntấn. Punxa quay vớitốc độ cực lớn (có thể quay được mộtnghìn vòngtrong một giây).Nó liên tục phát ra tín hiệu vô tuyến thành hai chùm. Các chùm này quét quakhônggian giống như chùm ánh sáng từ một hải đăng. Tín hiệu dopunxa phát ra làtín hiệuvô tuyến xungđộng (pulsating)không trông thấy được.Cái tên saopunxa cũng xuất pháttừ đó. Phát minhcủa Hulse và Taylor xảy ra năm 1974khi haiông sử dụng kính thiên văn vô tuyến trong đó cóbộ thu vô tuyến với đĩa anten cóđường kính 300 mét ở Arecibo (PuertoRico). Taylorkhi đó là giáo sư Đại học Massachusetts ở Amherst và nghiên cứusinh của mình là Hulseđã tiến hànhnghiên cứu mộtcách hệ thốngvề các sao punxa.Sao punxalà một loại "hải đăng" vũ trụ quaynhanh với khối lượng lớn hơn mộtchút sovới khối lượng Mặt Trời và bán kính khoảng 10 km. Một người trên bề mặt punxacó trọnglượng lớn hơn mộttrăm nghìn triệu lần so với trọng lượngcủa người đó trên bề mặt Trái Đất. "Ánh sáng hải đăng" của punxathường nằm trong vùngsóng vô tuyến. Punxa đầu tiên doAntonyHewishphát hiện vàonăm 1967 tại phòng thí nghiệmthiên vănvô tuyến ở Cambridge(Anh) vànhờ đó Hewish được trao Giải NobelVật lý năm1974. Cái mới trong punxa Hulse-Taylor làở chỗ theo dáng điệu của tín hiệuhải đăng củamột punxa có thể suy ra rằng nó kèmtheo một punxa cùng đôi (companion)nặng gần như nhauở khoảng cách tương ứng với chỉ một vài lầnkhoảng cách từ Trái Đất đến MặtTrăng. HulsevàTaylorchứng minhsự tồn tại củapunxa đôi dựa vào thực tế là thời giangiữa các xung vô tuyếndo punxamới phátra là 59 mili giây vàthời giannày khôngphải là không đổi mà thay đổituần hoàn. Thứ hailà punxamới chịu một nhiễu loạnnào đó. Dáng điệu của hệ thiên văn nàylệch mạnh khỏi dáng điệu tính toán đượcđối một cặp vật nặngkhi sử dụnglý thuyết Newton. Ở đây "phòng thí nghiệm khônggian" cách mạngmới dùng để kiểm trathuyết tươngđối tổngquát của Einstein và cácthuyết hấp dẫn.Trước đây, thuyết Einstein đã trải qua các thử nghiệmvới thành công lớn. Điều đặc biệt quan tâm là khả năngxác minhvới độ chínhxác lớn dự đoán của lý thuyết cho rằng hệ sẽ mất nănglượng khiphátra các sóng hấp dẫn theo gần như cùng một cách như mộthệ của cácđiện tích chuyển độngphát ra các sóng điện từ. Phát minhpunxa đôi đầu tiên chủ yếu có ý nghĩa tolớnđối với vật lý thiên văn và vật lýhấp dẫn. Lựchấp dẫn là một loại lực củatự nhiên docon người phát hiện rađầu tiên. Nó khó nghiên cứunhất vìnó yếu hơn nhiềuso với ba loại lực khác của tự nhiên là lực điện từ, lực hạt nhânmạnh và lực hạt nhân yếu. Sự phát triển của khoa học và côngnghệ từ chiến tranhthế giới lần thú IIvới các tênlửa, vệ tinh, tàu vũ trụ, thiên văn vô tuyến, công nghệ rađa và các phép đo thờigian chínhxác khi sử dụng cácđồng hồ nguyên tử dẫn đến sự phục hồi nghiên cứu về lực hấpdẫn. Phát minhpunxa đôilà điểm mốc rất quan trọngtrong sự phát triển của nghiên cứusự hấp dẫn. Theo thuyết tươngđối tổngquát của AlbertEinstein, lực hấpdẫn là do những thay đổi trong hình học của không gian và thời gian.Nói rõ hơnlà các đườngcong không gian- thời giangần csác khối lượng. Einsteintrình bày lý thuyết của mình vào năm 1915 và trở thành một nhân vậtnổi tiếng thế giới khi năm 1919nhàvật lý thiên văn Anh ArthurEddingtonthông báo rằng mộttrong các dự đoán củathuyết Einsteinvề sự lệch của ánh sángsao khi nó đi gần bề mặt MặtTrời (nguyên văn là"ánh sánghướng về phia MặtTrời") đã đượcxác nhận trong kỳ nhật thực.Sự lệchcủa ánh sáng cùng vớiđóng góp nhỏ của thuyết tương đối tổng quát vào chuyển động cận nhậtcủa sao Thủy (mộtsự quaychậm củaquĩ đạo elipcủa sao Thủy xungquanh Mặt Trời) là sự ủnghộ duynhất (phần nào khôngthực chắcchắn) cho thuyết Einstein trong một vài thấp kỷ. Trongmột thời gian dài,thuyết tương đối đượccoi là rất đẹp vàthỏa mãn về mặt thẩm mỹ, có thể chính xác nhưng ítcó ý nghĩathực tiễn đối với vật lý ngoại trừ những ứng dụngtrong vũ trụ học, nghiên cứunguồn gốc,sự phát triển và cấu trúccủa vũ trụ. Tuy nhiên, những quan điểm về thuyết tương đối tổngquát thayđổi trong những năm 1960khi các nghiên cứu lý thuyết và thực nghiệm làmcho vật lýhấp dẫn trở thành vấn đề thời sự củavậtlý. Đặc biệt là cácnhà khoa học Mỹ R. Dickevà I. Shapiro đã có nhiều đónggóp cholĩnh vực nghien cứu này. Dickeđã tiến hành các thực nghiệm chính xác trong đó trường hấp dẫn của Mặt Trờitrên TráiĐất được sử dụng để xác nhậncái gọi là nguyên lý tương đương. Nguyên lýnày cho rằng có sự đồngnhất giữa khối lượng hấp dẫn vàkhối lượng quántính. Nguyên lý tương đương là một trongcác nguyên lý cơ bản của thuyết tươngđối tổngquát và cũng là một trongmộtvài lý thuyếthấp dẫn. Shapiro sử dụng những tiếng dội (echo)của rađa từ sao Thủyđể đưara dự đoán lý thuyết và xác nhận thựcnghiệm về một hệ quả mới của thuyếttương đối tổngquát là hiệu ứng trễ thời gian của các tín hiệu điện từ khi đi qua các trườnghấp dẫn. Tuy nhiên, toàn bộ cácthực nghiệm nàychỉ racác trường hấp dẫn rất yếu của hệ Mặt Trời vàdo đó các độ lệchnhỏ của các trường này so với lý thuyết hấp dẫn củaNewton.Ở đây chỉ có thể kiểm tra thuyết tươngđối tổng quát vàcác lý thuyết khác trongphép gần đúng saulý thuyết hấp dẫn Newton đầu tiên (first post-Newtonian approximation). Hulse và Taylor đã pháthiện ra punxađôi đầu tiên năm1974. Nó được đặt tên làPSR 1913 +16(PSR là viết tắt của punxa,còn 1913+ 16 xác định tọa độ vị trí của punxatrênbầu trời). Punxa đôinày tạo ra một cuộc cách mạngtrong nghiên cứu sự hấp dẫn.Punxa đôi gồm hai vật thể thiên văn rất nhỏ và mỗi một vật có bán kính khoảng 10 kmvà khối lượng cao hơnmột chút sovới khối lượngMặt Trời. Hai vậtnày ở cách nhau một khoảng bằngmột vài lần khoảng cách từ Trái Đấtđến MặtTrăng. Chínhở đâyxuất hiện những độ lệch lớn sovới lý thuyết hấp dẫn của Newton. Chẳng hạn như sự thay đổi cận thiên(periastron) (theođịnh luật thứ nhất của Keplertừ đầu thế kỷ XVII đó là sự quaycủa quĩ đạo elip mà punxacần tuân theo trong hệ này) là 4độ một năm. Sự thay đổi tương đối tương ứng đối với ví dụ được ưa thíchnhất tronghệ Mặt Trời là chuyển độngcận nhật của saoThủy là 43 giây cung một thế kỷ.Nó nhỏ hơn một phần mười sovới các đóng góplớn hơn rất nhiều vào chuyển động cận nhật từ các nhiễu loạn của các hành tinh khác trong đó chủ yếu là sao Kim và saoMộc.Sự khácbiệt kích thước giữa các sự thay đổi một phần làdo tốc độ quĩ đạo trong punxađôi (nólớn hơn gần nămlần so với tốc độ quĩ đạo của sao Thủy)và một phần do punxathực hiện cácquĩ đạonhiều hơn khoảng 250lần so với cácquĩ đạomà sao Thủy thựchiện. Thờigian quaytheo quĩ đạo của punxađôi khôngđến 8 giờ và nó cóthể so với một thángđể Mặt Trăng hoàn thành việc quay một vòng quanh Trái Đất theoquĩ đạo. Hulse và Taylorphát hiện thấy rằngpunxa chuyển động với tốc độ lên tới 300 km/giâyxung quanh punxacùng đôi với nó. Tốc độ này cao hơn 10 lần so với tốcđộ của Trái Đất trên quĩ đạo xung quanhMặt Trời. Một tính chấtrất quantrọng của punxamới là chu kỳ xungcủa nó cực kỳ ổn định vàđiều này trái với chu kỳ xung của nhiều punxakhác.Chu kỳ xungcủa punxatăng dưới 5% trongvòng1 triệu năm.Điều đó có nghĩa là punxa có thể được sử dụng như một đồng hồ mànó cóthể cạnh tranhvề độ chính xác với các đồnghồ nguyêntử tốt nhất. Điều này rấtcó ích khinghiên cứucác đặcđiểmcủa hệ. Chu kỳ xung rất ổn định thực tế là chu kỳ xungtrung bìnhquan sát thấy trên Trái Đấtqua thời gian của một quĩ đạocủa hệ punxa.Chu kỳ quansát thấythực tế thayđổi hàng chục micro giây, nghĩalà sự thay đổi này lớn hơn nhiềuso với sự thayđổi về giá trị trung bình.Đó làhiệu ứng Doppler vànó đưa đến kết luận là punxaquan sátthấy chuyển động theomộtquĩ đạo tuần hoàn. Điều này có nghĩalà punxacần có mộtpunxakhác giống nó. Khi punxa tiếp cận Trái Đất, các xung tiến đến Trái Đất thường xuyên hơn. Còn khipunxa đi raxa Trái Đất, cácxung tiến đến Trái Đấtít hơn. Từ sự thay đổi trongchu kỳ xung, có thể xác địnhtốc độ của punxa trên quĩ đạocủa nó vàcác đặc tínhquantrọng khác củahệ. Có thể thu được mộtquan sát rất quantrọng khitheo dõi hệ trongmột vài năm. Đó là sự giảm củachu kỳ quĩ đạo. Hai vật thể thiên văn quay ngàycàng nhanh hơntheo một quĩ đạo ngày càng chặt. Sự thay đổi là rất nhỏ. Nó tươngứng với sự giảm của chu kỳ quĩ đạo khoảng 75phần triệu giây trongmột năm. Tuynhiên,có thể đo đượcsự giảmcủa chu kỳ quĩ đạo nếu tiến hành quan sát đủ thời gian.Sự thayđổi này được cho là chắc chắn xảy rado hệ phát ra nănglượng ở dạng sóng hấp dẫn. Năm1916 Einsteindự đoán rằng các sóng hấpdẫn xuất hiện khi các khối lượng chuyểnđộng tươngđối với nhau.Các vật có khốilượngtrong chuyểnđộng rất nhanh(vehement) phát ra một loại bức xạ gọi là bức xạ hấp dẫn.Hiện tượng này cũngđượcmô tả như một chuyểnđộng sóng và như các sóng gợn trên đường cong của không gian - thời gian. Vìthế bức xạ hấp dẫn còn được gọi là sónghấp dẫn. Giá trị tínhtoán lý thuyết từ thuyết tương đối phù hợp trong phạm vi khoảng một nửa phần trăm so với giá trị quan sát. Cuối năm1978 sau 4năm phát hiện ra punxađôi, Taylor và cộngsự đã đưa ra thông báo về hiệu ứng này. Chưacó một ai thành công trong việc phát hiện ramột sóng hấp dẫn trongmột bộ thu trên mặt đất hoặc trongkhông gian. Punxađôi củaHulse và Taylor đã thuyết phụcchúng ta rằng loại bức xạ này thựcsự tồn tại. Điều đó là do chu kỳ quaytheo quĩ đạo của punxaxung quanhpunxa cùngđôi với nó dầndần giảm theo thời gian mặc dù cực nhỏ nhưng đúngnhư thuyết tương đối tổngquát dự đoán là kết quả của việc phát ra các sóng hấp dẫn. Thành công lớn này đưa punxaHulse-Taylor trở thành mọt phòngthí nghiệm tuyệt vời đốivới vật lýhấp dẫn. Sự phù hợp tốt giữa giátrị quan sát và giá trị tính toán lý thuyết củaquãng đườngtheo quĩ đạo có thể được xemnhư một chứng minhgiántiếp về sự tồn tại của cácsóng hấp dẫn. Chúng ta có thể phải chờ đợi cho đến thế kỷ XXI về cách chứng minhtrực tiếp đối với sự tồn tại sónghấp dẫn. Người ta đã xâydựng nhiều dự án dài hạn nhằm quansát sóng hấp dẫntác động đến Trái Đất. Bứcxạ dopunxa đôi phátra là quá yếu để có thể quan sát thấy trên Trái Đất nhờ các kỹ thuật hiện có. Tuy nhiên, cólẽ cácnhiễu loạn mãnhliệt của vật chất mà chúng xảy ra khihai vật thể thiên văn trong một sao đôi (hoặc một punxađôi) lại gần nhauđến mức chúng rơi vào nhaucó thể sinh ra các sónghấp dẫn quan sát được trênTrái Đất. Cũng hi vọng có thể quan sát thấynhiều biến cố mãnh liệt kháctrong vũ trụ. Thiên văn sóng hấp dẫn có thể trở thành lĩnhvực mớinhất của thiên văn quan sát mà ở đó thiên văn neutrinolà cáicó trước(predecessor)trực tiếpnhất.Thiên vănsóng hấp dẫn khi đó sẽ là kỹ thuật quansát đầutiên mànguyên lý cơ bản đượckiểm tra đầu tiên đối vớinó trongbối cảnhvật lý thiên văn. Russell A.Hulse sinhngày 28 tháng 11năm 1950tại New Yorkvà là con của Alan vàBettyJoan Hulse.Ông học Trường Trungcao Bronx(1963-1966),Cao đẳng CooperUnion (1966-1970),làm nghiên cứu sinhvà bảovệ luận án tiến sĩ tại Đại học Massachusetts ở Amherst năm 1975. Sau đó, ông thực tập sautiến sĩ tại Đài Thiênvăn vô tuyến Quốc gia(NRAO)ở Charlottesville (Virginia)từ năm 1975đến năm 1977.Từ năm 1977 Hulse bắt đầu làmviệc tại Phòng thí nghiệmvật lý plasma (PPPL) của Đại học Princeton và ở đây lúcđầu ông có nhiệm vụ phát triển cácphần mềm máy tính mới để mô hình hóa dáng điệu củacác ion tạp trong các hệ plasma nhiệt độ cao củacác thiết bị tổng hợp nhiệthạch có điều khiểntại PPPL. Thựctế là ông chưabao giờ tiến hànhmô hình hóatrên máy tính trước đó.Kỹ năng và khoa học về mô hình hóa trên máy tínhlà một trong những điều giátrị nhất mà Hulseđã học đượctrong thời gianlàm việc tại PPPL. Phần mềm về sự vận chuyển tạpchất nhiều loại mà nó về cơ bản được phát triển từ côngtrình đầu tiên nói trên ở PPPL còn đượcsử dụng cho đến nay. Nómô hình hóadángđiệu của các trạng thái điện tích khácnhau của một nguyên tố tạp chất do ảnh hưởng chungcủa các quá trình nguyên tử và vận chuyểntrong plasma. Hulse hướng sự phát triển của phầnmềm này vào ứngdụngthực tế củacác nhà nghiêncứu quangphổ vàcác nhàthực nghiệm khác trong việc giải thích số liệu của họ. Một trongnhữnghạnh phúc lớn nhất củaông là phần mềm này được sử dụngrộng rãi trong nhiều năm oqử PPPL cũng như các phòng thí nghiệm tổnghợp nhiệt hạch khác. Nghiêncứu riêng của Hulsevới phầnmềm này bao gồmviệc xác định cáchệ số vận chuyển đối với cácion tạpbằng cách mô hình hóa cácquan sát quangphổ về dáng điệu của chúngsau khi đưa chúngvào trongplasma.Liên quan đến việc mô hìnhhóa dángđiệu của tạp chất Hulse cũng nghiên cứu các quá trình nguyêntử chẳng hạn như giúp làm sáng tỏ vai trò củacác phản ứngtrao đổi điện tích giữa hyđrô trunghòa và các iontích điện cao như là một quấ trìnhtái kết hợp quan trọng của các tạptrong các plasmatổng hợp nhiệt hạch. Gần đây, Hulsephát triển mộtphần mềm sắpxếp dữ liệu máy tínhmà nó đượcCơ quan Năng lượng nguyêntử Quốc tế (IAEA) chọn làm một tiêu chuẩncho việc tập hợp và traođổi dữ liệu nguyên tử đối với cácứng dụng của tổng hợp nhiệt hạch. Hulsecòn nghiên cứu mô hìnhhóa sự vậnchuyểnelectrontrongplasma khibắn cácviên đạn (pellet) hyđrô rắnvới vậntốc cao vào trong plasma.Một hướng nghiên cứu khác của Hulse nhằmphát triển các cáchtiếp cận mới choviệc phát hiện các phần mềmmáy tính mo đun dễ phát triển hơn nhiều và áp dụng các mô hìnhmáy tínhcho mộtphạm vi rộng củacác ứngdụng trong nghiên cứu, côngnghiệp và giáo dục. Hulse theo đuổi nghiêncứu này trong bối cảnh của các hợp đồng nghiên cứu và triển khai hợp tác với một đối tác công nghiệp. Loại hợp đồng hợp tácmới này gần đâyđã xuất hiện giữacác phòng thínghiệmnghiên cứu do Nhà nước tài trợ và khu vực tư nhân. Hulse còn quan tâm đến nhiều khía cạnhkhác nhaucủa các khoahọc mớigọi là "các khoahọc củasự phức tạp" đặc biệtlà xem chúng có thể được khám phánhờ sử dụng mô hình hoámáy tính như thế nào. Lúc nhỏ Hulsethích chế tạo vô tuyến, làm đồ gỗ. Ông cónhiều sở thích như chụp ảnh phong cảnh, đidu lịchvà ngắmcảnh, bắn súng,nghe nhạc, bơi xuồng, trượttuyết và các hoạt độngngoài trời khác. JosephH. Taylor sinh ngày29 tháng3 năm 1941 ở Philadelphia (Pennsylvania, Mỹ) và là con traithứ hai của Joseph Hooton Taylor và Sylvia Evans Taylor. Ông học ở Trường Moorevà Cao đẳng Haverford.Ở trườngphổ thông,ông thích nhất môntoán. Ở trường cao đẳng, ông thích chơi bóngđá, bóngchuyền, bóng chày, gôn và quầnvợt. Taylorhọc sau đại họctại Đại họcHarvard.Sau đó, ông làmviệc lúc đầu tại Đạihọc Massachusetts và sau dó tại Đại họcPrinceton. Taylor nói rằngông có maymắn được cộng tác với một só cá nhân tài năng độc nhất vônhị và đặcbiệt tương hợptrong việc tìm kiếm các sự thật và điều lý thú đa dạng như DickManchester, Russell Hulse, PeterMcCulloch, Joel Weisberg, ThibaultDamourvà Dan Stinebring. Vợ của Taylor là MariettaBissson Taylor. . GIẢI NOBEL VẬT LÝ 1993 Giải NobelVật lý năm 1993 ược traocho tiếnsĩ người Mỹ Russell A. Hulse và giáo sư người Mỹ JosephH đối tổngquát thayđổi trong những năm 1960khi các nghiên cứu lý thuyết và thực nghiệm làmcho vật lýhấp dẫn trở thành vấn đề thời sự củavậtlý. Đặc biệt là cácnhà khoa học Mỹ R. Dickevà I. Shapiro. bày lý thuyết của mình vào năm 1915 và trở thành một nhân vậtnổi tiếng thế giới khi năm 1919nh vật lý thiên văn Anh ArthurEddingtonthông báo rằng mộttrong các dự đoán củathuyết Einsteinvề sự lệch