Zdjęcie Arial LIGO. Kliknij, aby powiększyć.
W przeszłości astronomowie widzieli niebo tylko w świetle widzialnym, używając swoich oczu jako receptorów. Ale co jeśli masz oczy grawitacyjne? Einstein przewidział, że najbardziej ekstremalne obiekty i zdarzenia we Wszechświecie powinny generować fale grawitacyjne i zniekształcać przestrzeń wokół nich. Nowy eksperyment o nazwie Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory (lub LIGO) może umożliwić pierwsze wykrycie tych fal grawitacyjnych.
Posłuchaj wywiadu: Seeing with Gravity Eyes (7.9 MB)
Lub subskrybuj podcast: universetoday.com/audio.xml
Co to jest podcast?
Fraser Cain: W porządku, więc czym jest fala grawitacyjna?
Dr Sam Waldman: Tak więc fala grawitacyjna może zostać wyjaśniona, jeśli pamiętasz, że masa zniekształca czasoprzestrzeń. Więc jeśli pamiętasz analogię naciągniętego arkusza z kulą do kręgli wrzuconą w środek arkusza, zginanie arkusza; gdzie kula do kręgli jest masą, a arkusz reprezentuje czasoprzestrzeń. Jeśli bardzo szybko poruszasz tą kulą do kręgli, zrobisz zmarszczki na arkuszu. To samo dotyczy mas w naszym wszechświecie. Jeśli bardzo szybko poruszasz gwiazdą do przodu i do tyłu, będziesz robić fale w czasoprzestrzeni. I te zmarszczki w czasoprzestrzeni są widoczne. Nazywamy je falami grawitacyjnymi.
Fraser: Czy jeśli teraz spaceruję po pokoju, czy spowoduje to fale grawitacyjne?
Dr Waldman: Cóż, będzie. O ile wiemy, grawitacja działa we wszystkich skalach i dla wszystkich mas, ale czasoprzestrzeń jest bardzo sztywna. Więc coś w rodzaju mojego 200 funtowego ja poruszającego się po moim biurze nie spowoduje fal grawitacyjnych. Wymagane są bardzo masywne obiekty poruszające się bardzo szybko. Kiedy więc szukamy wykrycia fal grawitacyjnych, szukamy obiektów w skali mas Słońca. W szczególności szukamy gwiazd neutronowych, które mają od 1,5 do 3 mas Słońca. Szukamy czarnych dziur, nawet do kilkuset mas Słońca. I szukamy, aby te obiekty poruszały się bardzo szybko. Kiedy mówimy o gwieździe neutronowej, mówimy o gwieździe neutronowej poruszającej się z niemal prędkością światła. W rzeczywistości musi wibrować z prędkością światła, nie może po prostu się poruszać, musi bardzo szybko się trząść. Są to więc bardzo wyjątkowe, bardzo masywne systemy kataklizmów, których szukamy.
Fraser: Fale grawitacyjne są czysto teoretyczne, prawda? Zostały one przepowiedziane przez Einsteina, ale jeszcze ich nie widziano?
Dr Waldman: Nie zaobserwowano ich, wywnioskowano. Istnieje układ pulsarowy, którego częstotliwość wiruje w tempie zgodnym z emisją fal grawitacyjnych. To PSR 1913 + 16. I że orbita tej gwiazdy się zmienia. To wnioskowanie, ale oczywiście nie jest to bezpośrednia obserwacja fal grawitacyjnych. Jednak jest całkiem jasne, że muszą istnieć. Jeśli istnieją prawa Einsteina, jeśli ogólna teoria względności działa i działa bardzo dobrze w bardzo wielu skalach długości, wówczas również istnieją fale grawitacyjne. Są po prostu bardzo trudne do zobaczenia.
Fraser: Co trzeba zrobić, aby móc je wykryć? Wygląda na to, że są to bardzo kataklizmiczne wydarzenia. Wielkie wielkie czarne dziury i gwiazdy neutronowe poruszają się wokół, dlaczego tak trudno je znaleźć?
Dr Waldman: Są na to dwa elementy. Jedną rzeczą jest to, że czarne dziury nie zderzają się cały czas, a gwiazdy neutronowe nie trzęsą się w żadnym starym miejscu. Tak więc liczba zdarzeń, które mogą powodować obserwowalne fale grawitacyjne, jest w rzeczywistości bardzo mała. Teraz mówimy na przykład o galaktyce Drogi Mlecznej z jednym wydarzeniem co 30-50 lat.
Ale drugą częścią tego równania jest to, że same fale grawitacyjne są bardzo małe. Wprowadzają więc coś, co nazywamy szczepem; to zmiana długości na jednostkę długości. Na przykład, jeśli mam miernik o długości jednego metra, a fala grawitacyjna pokona ten miernik w miarę jego przechodzenia. Ale poziom, w jakim zniszczy miernik, jest niezwykle mały. Jeśli mam miernik o długości 1 metra, spowoduje to jedynie zmianę o 10e-21 metrów. To bardzo mała zmiana. Oczywiście obserwowanie 10e-21 metrów jest tam, gdzie dużym wyzwaniem jest obserwacja fali grawitacyjnej.
Fraser: Jeśli mierzysz długość miernika za pomocą innego miernika, długość tego drugiego miernika będzie się zmieniać. Widzę, że jest to trudne.
Dr Waldman: Dokładnie, więc masz problem. Sposób, w jaki rozwiązujemy problem, polega na tym, że faktycznie mamy 2 miary i formujemy je w L. A my mierzymy je za pomocą lasera. A sposób, w jaki ustaliliśmy naszą miarę, jest w rzeczywistości na długości 4 km „L”. Są 2 ramiona, każde o długości 4 km. Na końcu każdego ramienia znajduje się 4 kg kwarcowej masy testowej, z której odbijamy lasery. A kiedy fala grawitacyjna przechodzi przez ten detektor w kształcie litery „L”, rozciąga jedną nogę, podczas gdy drugą kurczy. I robi to na powiedzmy 100 herców, w zakresie częstotliwości audio. Jeśli więc posłuchasz ruchu tych mas, usłyszysz bzyczenie przy 100 hercach. A zatem za pomocą naszych laserów mierzymy długość ramienia różnicowego tego dużego interferometru w kształcie litery „L”. Dlatego to LIGO. To laserowe interferometryczne obserwatorium fal grawitacyjnych.
Fraser: Zobaczmy, czy dobrze to rozumiem. Miliardy lat temu czarna dziura zderza się z drugą i wytwarza wiązkę fal grawitacyjnych. Te fale grawitacyjne przechodzą przez Wszechświat i przemykają obok Ziemi. Gdy mijają Ziemię, wydłużają jedno z tych ramion, a kurczą drugie, a tę zmianę można wykryć za pomocą lasera podskakującego w tę iz powrotem.
Dr Waldman: Zgadza się. Wyzwanie polega oczywiście na tym, że zmiana długości jest niezwykle mała. W przypadku naszych interferometrów o długości 4 km zmierzona przez nas zmiana długości wynosi 10e-19 metrów. I, aby na tym postawić skalę, średnica jądra atomowego wynosi zaledwie 10e-15 metrów. Nasza wrażliwość jest subatomowa.
Fraser: A więc jakie zdarzenia powinieneś być w stanie wykryć w tym momencie?
Dr Waldman: To naprawdę fascynujący obszar. Analogią, którą lubimy, jest to, że patrzy na Wszechświat za pomocą fal radiowych, na patrzenie na Wszechświat za pomocą teleskopów. Rzeczy, które widzisz, są zupełnie inne. Jesteś wrażliwy na zupełnie inny reżim Wszechświata. W szczególności LIGO jest wrażliwy na te kataklizmiczne wydarzenia. Nasze wydarzenia dzielimy na 4 szerokie kategorie. Pierwszy, który nazywamy seriami, jest czymś w rodzaju formowania się czarnej dziury. Następuje eksplozja supernowej i tyle materii porusza się tak szybko, że tworzy czarne dziury, ale nie wiesz, jak wyglądają fale grawitacyjne. Wiesz tylko, że istnieją fale grawitacyjne. Są to rzeczy, które dzieją się niezwykle szybko. Trwają najwyżej 100 milisekund i powstają w wyniku powstawania czarnych dziur.
Innym wydarzeniem, na które patrzymy, jest to, że dwa obiekty znajdują się na orbicie, powiedzmy dwie gwiazdy neutronowe krążące wokół siebie. W końcu średnica tej orbity maleje. Gwiazdy neutronowe połączą się, wpadną w siebie i utworzą czarną dziurę. I przez ostatnie kilka orbit te gwiazdy neutronowe (pamiętajcie, że są to obiekty ważące 1,5 do 3 mas Słońca), poruszają się z dużymi ułamkami prędkości światła; powiedzmy 10%, 20% prędkości światła. Ten ruch jest bardzo wydajnym generatorem fal grawitacyjnych. Tak właśnie używamy jako naszej standardowej świecy. Wydaje nam się, że o tym wiemy; wiemy, że tam są, ale nie jesteśmy pewni, ilu z nich w tym samym czasie. Nie jesteśmy pewni, jak gwiazda neutronowa w spirali wygląda w falach radiowych lub promieniach rentgenowskich w promieniowaniu optycznym. Trudno więc dokładnie obliczyć, jak często zobaczysz spiralę lub supernową.
Fraser: Czy teraz będziesz w stanie wykryć ich kierunek?
Dr Waldman: Mamy dwa interferometry. W rzeczywistości mamy dwie lokalizacje i trzy interferometry. Jeden interferometr znajduje się w Livingston w Luizjanie, na północ od Nowego Orleanu. Nasz drugi interferometr znajduje się we wschodnim stanie Waszyngton. Ponieważ mamy dwa interferometry, możemy wykonać triangulację na niebie. Pozostaje jednak niepewność, gdzie dokładnie jest źródło. Na świecie istnieją inne rodzaje współpracy, z którymi ściśle współpracujemy w Niemczech, Włoszech i Japonii, a także mają detektory. Jeśli więc wiele detektorów w wielu lokalizacjach zobaczy falę grawitacyjną, możemy wykonać bardzo dobrą lokalizację. Mamy nadzieję, że widzimy falę grawitacyjną i wiemy, skąd ona pochodzi. Następnie mówimy kolegom radioastronomicznym i kolegom astronomom rentgenowskim oraz kolegom astronomom optycznym, aby spojrzeli na tę część nieba.
Fraser: Na horyzoncie pojawiają się nowe duże teleskopy; przytłaczająco duże i gigantycznie duże, a Magellan… wielkie teleskopy schodzące po rurze z dość dużymi budżetami do wydania. Powiedzmy, że możesz niezawodnie znaleźć fale grawitacyjne, to prawie tak, jakby dodało nowe spektrum do naszego wykrywania. Jeśli przeznaczono by duże budżety na niektóre z tych detektorów fal grawitacyjnych, jak myślisz, do czego mogłyby być wykorzystane?
Dr Waldman: Cóż, jak powiedziałem wcześniej, to jest jak rewolucja w astronomii, kiedy po raz pierwszy pojawiły się radioteleskopy. Patrzymy na zupełnie inną klasę zjawisk. Powinienem powiedzieć, że laboratorium LIGO jest dość dużym laboratorium. Pracuje ponad 150 naukowców, więc jest to duża współpraca. Mamy nadzieję współpracować ze wszystkimi astronomami optycznymi i radiowymi w miarę postępu. Ale trudno jest przewidzieć, jaką ścieżkę podąży nauka. Myślę, że jeśli rozmawiasz z wieloma relatywistami, najbardziej ekscytującą cechą fal grawitacyjnych jest to, że robimy coś, co nazywa się Ogólną Względnością Silnego Pola. To cała ogólna teoria względności, którą można zmierzyć patrząc na gwiazdy i galaktyki, jest bardzo słaba. Zaangażowana jest niewielka masa, nie porusza się bardzo szybko. Jest na bardzo dużych odległościach. Podczas gdy, gdy mówimy o zderzeniu czarnej dziury i gwiazdy neutronowej, ten ostatni kawałek, kiedy gwiazda neutronowa wpada do czarnej dziury, jest wyjątkowo gwałtowny i bada sferę ogólnej teorii względności, która po prostu nie jest bardzo dostępne za pomocą zwykłych teleskopów, z radiem, za pomocą promieniowania rentgenowskiego. Mamy więc nadzieję, że istnieje tam całkiem nowa i ekscytująca fizyka. Myślę, że to przede wszystkim nas motywuje, można to nazwać, zabawą z ogólną teorią względności.
Fraser: A kiedy masz nadzieję na pierwsze wykrycie.
Dr Waldman: Tak więc interferometry LIGO - wszystkie trzy interferometry - obsługiwane przez LIGO, działają z wrażliwością projektową, a obecnie jesteśmy w połowie naszej serii S5; nasz piąty bieg naukowy, który trwa cały rok. Przez rok staramy się szukać fal grawitacyjnych. Podobnie jak w przypadku wielu rzeczy w astronomii, większość z nich to czekanie i zobaczenie. Jeśli supernowa nie wybuchnie, oczywiście nie zobaczymy jej. Dlatego musimy być online tak długo, jak to możliwe. Uważa się, że prawdopodobieństwo zaobserwowania zdarzenia, takiego jak wydarzenie supernowej, znajduje się w obszarze - przy naszej obecnej wrażliwości - uważa się, że będziemy je obserwować co 10-20 lat. Istnieje duży zasięg. W literaturze są ludzie, którzy twierdzą, że zobaczymy ich więcej w ciągu roku, a potem są ludzie, którzy twierdzą, że nigdy nie zobaczymy ich przy naszej wrażliwości. A konserwatywny środek występuje raz na 10 lat. Z drugiej strony, aktualizujemy nasze detektory, gdy tylko ta seria się zakończy. I poprawiamy czułość o współczynnik 2, co zwiększy nasz wskaźnik wykrywalności o współczynnik 2 kostki. Ponieważ czułość jest promieniem, a my badamy objętość w przestrzeni. Przy współczynniku wykrywalności 8–10 powinniśmy zdarzać się raz w roku. Następnie przechodzimy na wersję Advanced LIGO, która jest 10-krotnym wzrostem czułości. W takim przypadku prawie na pewno będziemy widzieć fale grawitacyjne raz dziennie; co 2-3 dni. Ten instrument ma być bardzo realnym narzędziem. Chcemy robić astronomię grawitacyjną; oglądać wydarzenia co kilka dni. To będzie jak uruchomienie satelity Swift. Gdy tylko Swift poszedł w górę, zaczęliśmy cały czas widzieć rozbłyski gamma, a Advanced LIGO będzie podobny.
