O existenci gravitačních vln uvažoval už Albert Einstein ve svém článku Über Gravitationswellen z roku 1916. Předpokládal, že každé rotující těleso deformuje časoprostor a tyto změny se šíří pomocí gravitačních vln rychlostí světla. Vznik gravitačních vln lze intuitivně pochopit z následující analogie. Stoupne–li si člověk doprostřed trampolíny, vytvoří se zakřivená prohlubeň. Začne–li však skákat, prohlubeň bude periodicky měnit svůj tvar a následně se rozvlní celá trampolína. Podobně i každá hvězda zakřivuje prostoročas kolem sebe. Rozkmitání prostoročasu může být důsledkem nerovnoměrné, náhlé a významné změny rozložení hmoty a jejího pohybu. Zdrojem mohou být periodicky rotující tělesa (např. dvojhvězdy tvořené neutronovými hvězdami nebo černými dírami) nebo neperiodické výbuchy supernov, nov, kataklyzmických hvězd, srážky těles o velké hmotnosti apod. Teoretikové dokonce uvažují o existenci kosmologických gravitačních vln, tedy vln, které vznikly při velkém třesku a nyní nám mohou podat informace o nejranějších fázích vývoje vesmíru (řádově až do 10–43 s po velkém třesku; elektromagnetické záření „dohlédne“ jen do doby 100 000 let po velkém třesku). Gravitační vlny si lze představit jako vlnky křivosti prostoročasu, které v rovině kolmé na směr svého šíření způsobují specifické deformace prostoru. Tento přenos lze charakterizovat také částicí, tzv. gravitonem. Důsledky tohoto tvrzení jsou dalekosáhlé. Znamená to, že gravitační působení není okamžité, že objekty ve vesmíru na sebe gravitačně působí teprve tehdy, až k nim dorazí gravitační signál.
Jedním z nejtěžších úkolů současné fyziky je gravitační vlny zachytit, protože jejich intenzita s rostoucí vzdáleností klesá. V roce 1974 byl na observatoři v Arecibu objeven binární pulzar PSR 1913+16 (dva po spirále se pohybující pulsary). Doba jejich vzájemného oběhu se postupně zkracovala. Joseph Taylor a Russel Hulse v roce 1974 vysvětlili a matematicky dokázali toto zkracování jako ztrátu energie systému způsobenou vyzařováním gravitačních vln. Za tuto práci byli v roce 1993 odměněni Nobelovou cenou za fyziku. Jejich objev byl nepřímým důkazem objevu gravitačních vln, proto se brzy začalo s přímým pátráním po gravitačních vlnách.
Na počátku 70. let přišel s ideou laserové interferometrie Rainer Weiss a Robert Forward. Metoda je založena na principu sledování velice jemných změn vzdáleností mezi testovacími tělesy. Současně vyslaný svazek elektromagnetického záření putuje dvojicí na sebe kolmých ramen k volně zavěšeným masivním testovacím tělesům, od kterých se odráží a míří zpět k fotoelektrickému detektoru. Průchod gravitační vlny se projeví fázovým posunem a změnou intenzity laserového svazku. Měření pohybů testovacího tělesa probíhá s přesností zlomků průměru atomu. V současnosti funguje několik detektorů: americký projekt LIGO (Laser Interferometer Gravitational–wave Observatory, skládající se ze dvou detektorů LIGO I a LIGO II), německý projekt GEO600, japonský projekt TAMA300 nebo evropský Virgo. V srpnu 2017 byla spuštěna pokročilá verze Advanced Virgo. Od roku 2007 spolupracují detektory LIGO a detektor Virgo na koordinovaných měřeních.
Projekt LIGO vznikl v roce 1984 jako spojení výzkumu na MIT a Caltech. Je to společný projekt Rainera Weisse, Ronalda Drevera a Kipa Thorna. Ředitelem se stal Barry Barish. V roce 1990 byla schválena stavba dvou interferometrů s délkou ramen 4 km v americkém v Hanfordu a Livingstonu ve vzdálenosti 3002 km od sebe. Projekt LIGO na návrh Barishe probíhá ve dvou fázích. V letech 2002 až 2010 probíhala fáze Initial LIGO, kdy byly testovány všechny technologie a od roku 2005 probíhá fáze Advanced LIGO. Projekt LIGO využívá ke zpracování dat sítě domácích počítačů zapojených do projektů BOINC. Tento projekt nese název EINSTEIN@HOME a podrobnosti o něm naleznete na adrese http://www.einsteinathome.org. Od roku 2008 prošly detektory LIGO velkou modernizací a s novým názvem Advanced LIGO dosahují přesnosti řádově 10-23. To je možné díky souhře kvantové optiky, techniky vysokého vakua, speciálních procedur počítačového zpracování dat a mnoha dalších.
Výsledky modernizace na sebe nenechaly dlouho čekat. Dne 11. února 2016 vědci ohlásili objev ze září minulého roku. Dlouhá prodleva mezi pozorováním a ohlášením byla způsobena účastí tisícovky lidí a více než stovky institucí na analýze signálu. Podařilo se jim 14. září 2015 pozorovat gravitační vlnu GW150914, i když byl modernizovaný detektor LIGO teprve ve zkušebním provozu (oficiální začátek provozu byl naplánován o tři dny později). Gravitační vlna vznikla v důsledku srážky dvou černých děr o hmotnostech přibližně 29 a 36 hmotností Slunce, ke které došlo před více než miliardou let. Před srážkou oba objekty okolo sebe obíhaly s rostoucí frekvencí, která těsně před srážkou dosáhla hodnoty 250 oběhů za sekundu a rychlosti téměř poloviny rychlosti světla. Díky tomu byla při srážce vyzářena během krátké doby obrovská energie v podobě gravitační vlny. Tu zachytili oba detektory LIGO v odstupu 7 ms. Za tento objev byla v roce 2017 udělena Nobelova cena za fyziku Raineru Weissovi, Barry Barishovi a Kipu Thornovi. Ronald Drever zemřel bohužel dřív, než se ceny udílely.
Tím ale práce všech detektorů nezkončila. Už 26. prosince téhož roku detekovaly interferometry LIGO gravitační vlnu GW151226. Téměř celý rok 2006 probíhala odstávka, během které došlo k řadě dalších technických zdokonalení. Během dalšího měření na počátku roku 2017 byly detekovány další tři gravitační vlny, na nichž už se podílel i detektor Virgo. U posledního pozorování šlo o srážku dvou neutronových hvězd a byly pozorovány jak gravitační vlny, tak i záblesk gama záření ze stejného zdroje. Během zhruba jednoho dne byl objekt pozorován i opticky a v ultrafialovém a infračerveném záření.
V prosinci 2015 byla vypuštěna mimozemská observatoře LISA Pathfinder, na které spolupracují ESA a NASA (více na http://lisa.nasa.gov). Jejím hlavním úkolem je zkoumat gravitační vlny ve vesmíru. LISA Pathfinder se pohybuje po oběžné dráze o průměru 500 000 až 800 000 km se středem v Lagrangeově libračním bodu L1 ve vzdálenosti cca 1,5 milionu kilometrů od Země směrem ke Slunci. Jejím úkolem je ověřit technologie, které pak budou použity u plnohodnotného zařízení LISA (Laser Interferometer Space Antenna). Sondu tvoří dvojice identických krychlí se stranou o délce 46 milimetrů, které jsou vyrobeny ze slitiny zlata a platiny. Krychle jsou od sebe vzdálené necelé čtyři centimetry a jsou izolované od všech vnějších i vnitřních vlivů (kromě gravitace). LISA bude tvořená třemi identickými družicemi ve vrcholech rovnostranného trojúhelníku o stranách 5 milionů kilometrů. Soustava bude obíhat kolem Slunce ve vzdálenosti 1 AU a její citlivost se bude pohybovat řádově kolem 10-23. V podstatě budou sondy v neustálém volném pádu.
