Unda gravitațională

Conform teoriei relativității , curbura și distorsiunea spațiu-timp sunt legate de distribuția maselor și a energiei.

Unda gravitațională este o perturbare a spațiului-timp care se propagă cu un caracter ondulator .

A fost prevăzută în 1916 în contextul teoriei relativității generale ^[1] , în care ecuația câmpului Einstein ( liniarizată ) admite soluții de undă pentru tensorul metric , la fel ca și pentru ecuațiile lui Maxwell privind câmpul electromagnetic . Unda gravitațională este, prin urmare, de fapt o formă de radiație, deoarece distanțele dintre punctele spațiului tridimensional curbat din câmpul gravitațional se contractă și se extind ritmic. Teoria prezice că fronturile de undă de o intensitate deosebită pot fi generate de fenomene cosmice în care masele enorme variază distribuția lor într-un mod brusc (și cu un moment cvadrupolar diferit de zero), de exemplu în explozia supernovelor sau în coliziunea obiectelor, cum ar fi ca stele de neutroni și găuri negre .

De la sfârșitul anilor 1960 , s-au realizat mai multe detectoare de unde gravitaționale . Prima detectare fiabilă a fost anunțată la 11 februarie 2016 de colaborarea LIGO / VIRGO , care în septembrie 2015 a măsurat undele gravitaționale cauzate de coliziunea a două găuri negre ^[2] ^[3] . Verificarea experimentală a existenței undelor gravitaționale a furnizat încă o altă confirmare a teoriei relativității generale și a deschis noi perspective de studiu în domeniul astrofizicii .

Formarea și propagarea

Introducem unde gravitaționale cu o analogie cu alte fenomene de undă:

O undă dintr-un fluid , cum ar fi aerul și apa, este o undă de presiune : prin propagare, modifică presiunea locală și densitatea fluidului, făcându-le să oscileze în jurul valorilor de echilibru. Ecuația undei, în acest caz, este o ecuație unidimensională, adică corespunzătoare unei proprietăți scalare a spațiului.
O undă electromagnetică este alcătuită dintr-un câmp electromagnetic care se propagă în spațiu. Ecuația acestei unde este vectorială și coboară din ecuațiile lui Maxwell .

Undele gravitaționale , pe de altă parte, se propagă în structura geometrică a spațiului modificând distanța spațiu-timp a două puncte vecine, făcându-l să oscileze în jurul valorilor de referință. În acest caz, ecuația undei este tensorală (10 componente), deoarece trebuie să ia în considerare toate dependențele posibile ale distanței de coordonate. Conform ecuațiilor relativității generale, viteza undelor gravitaționale coincide cu viteza luminii c . În consecință, undele gravitaționale sunt întotdeauna unde transversale : distorsiunile provocate local de trecerea unei unde sunt întotdeauna perpendiculare pe direcția sa de propagare.

De la începutul secolului al XX-lea , au fost formulate mai multe teorii pentru a determina mecanica acestor distorsiuni. Teoria gravitației a lui Einstein a fost de tip tensor , a prezis unde quadrupolare și a cerut, pentru a descrie câmpul gravitațional într-un punct din spațiu, un set de zece valori, potențialele gravitaționale. Teoria scalară , pe de altă parte, a necesitat o singură valoare pentru fiecare punct din spațiu, independent de cadrul de referință al observatorului. Alte teorii au sugerat modificări ale teoriei lui Einstein, cu un amestec de forțe scalare și tensoriale.

Până în prezent, cel mai acreditat model teoretic este cel al lui Einstein, cu o structură strict tensorială: se crede că cantitatea de radiație gravitațională emisă de un corp depinde de gradul de neomogenitate în distribuția masei sale (în termeni de deviere a corpul din simetria sferică); cantitatea fizică care măsoară această neomogenitate este momentul cvadrupolar . ^[4] Când momentul cvadrupolar al unui corp de masă mare suferă variații foarte rapide, se emit un număr mare de unde gravitaționale, de intensitate și cantitate proporționale cu viteza variațiilor.

Tratamentul matematic

Să luăm în considerare ecuațiile de câmp ale relativității generale în care efectuăm o aproximare slabă a câmpului, adică tensorul metric al spațiului-timp $g_{\mu \nu }$ ${\ displaystyle g _ {\ mu \ nu}}$ $g _ {\ mu \ nu}$ este definit ca

g_{\mu \nu }=\eta _{\mu \nu }+h_{\mu \nu }

{\ displaystyle g _ {\ mu \ nu} = \ eta _ {\ mu \ nu} + h _ {\ mu \ nu}}

{\ displaystyle g _ {\ mu \ nu} = \ eta _ {\ mu \ nu} + h _ {\ mu \ nu}}

in care $\eta _{\mu \nu }$ ${\ displaystyle \ eta _ {\ mu \ nu}}$ $\ age _ {\ mu \ nu}$ este metrica Minkowski (spațiu plat) e $h_{\mu \nu }$ ${\ displaystyle h _ {\ mu \ nu}}$ ${\ displaystyle h _ {\ mu \ nu}}$ o mică variantă ( $|h_{\mu \nu }|\ll 1$ ${\ displaystyle | h _ {\ mu \ nu} | \ ll 1}$ ${\ displaystyle | h _ {\ mu \ nu} | \ ll 1}$ ).

Prin urmare, putem înlocui această expresie cu $g_{\mu \nu }$ ${\ displaystyle g _ {\ mu \ nu}}$ $g _ {\ mu \ nu}$ în ecuațiile lui Einstein, incluzând doar contribuțiile în $h_{\mu \nu }$ ${\ displaystyle h _ {\ mu \ nu}}$ ${\ displaystyle h _ {\ mu \ nu}}$ trăsnet.

Din definiția în termeni de derivate a metricei, avem pentru tensorul Riemann

R_{\mu \rho \nu \sigma }={\frac {1}{2}}\left(h_{\mu \sigma ,\rho \nu }-h_{\rho \sigma ,\mu \nu }+h_{\rho \nu ,\mu \sigma }-h_{\mu \nu ,\rho \sigma }\right)

{\ displaystyle R _ {\ mu \ rho \ nu \ sigma} = {\ frac {1} {2}} \ left (h _ {\ mu \ sigma, \ rho \ nu} -h _ {\ rho \ sigma , \ mu \ nu} + h _ {\ rho \ nu, \ mu \ sigma} -h _ {\ mu \ nu, \ rho \ sigma} \ right)}

{\ displaystyle R _ {\ mu \ rho \ nu \ sigma} = {\ frac {1} {2}} \ left (h _ {\ mu \ sigma, \ rho \ nu} -h _ {\ rho \ sigma , \ mu \ nu} + h _ {\ rho \ nu, \ mu \ sigma} -h _ {\ mu \ nu, \ rho \ sigma} \ right)}

din care, prin contractare, obținem tensorul Ricci

R_{\mu \nu }={\frac {1}{2}}\left(h_{\mu }{}^{\sigma }{}_{,\sigma \nu }-h^{\sigma }{}_{\sigma ,\mu \nu }+h^{\sigma }{}_{\nu ,\mu \sigma }-h_{\mu \nu ,}{}^{\sigma }{}_{\sigma }\right)

{\ displaystyle R _ {\ mu \ nu} = {\ frac {1} {2}} \ left (h _ {\ mu} {} ^ {\ sigma} {} _ {, \ sigma \ nu} -h ^ {\ sigma} {} _ {\ sigma, \ mu \ nu} + h ^ {\ sigma} {} _ {\ nu, \ mu \ sigma} -h _ {\ mu \ nu,} {} ^ { \ sigma} {} _ {\ sigma} \ right)}

{\ displaystyle R _ {\ mu \ nu} = {\ frac {1} {2}} \ left (h _ {\ mu} {} ^ {\ sigma} {} _ {, \ sigma \ nu} -h ^ {\ sigma} {} _ {\ sigma, \ mu \ nu} + h ^ {\ sigma} {} _ {\ nu, \ mu \ sigma} -h _ {\ mu \ nu,} {} ^ { \ sigma} {} _ {\ sigma} \ right)}

și, cu o contracție suplimentară, curbura scalară

R=h^{\rho \sigma }{}_{,\rho \sigma }-h^{\rho }{}_{\rho ,}{}^{\sigma }{}_{\sigma }

{\ displaystyle R = h ^ {\ rho \ sigma} {} _ {, \ rho \ sigma} -h ^ {\ rho} {} _ {\ rho,} {} ^ {\ sigma} {} _ {\ sigma}}

{\ displaystyle R = h ^ {\ rho \ sigma} {} _ {, \ rho \ sigma} -h ^ {\ rho} {} _ {\ rho,} {} ^ {\ sigma} {} _ {\ sigma}}

prin urmare, înlocuind în ecuațiile lui Einstein vom avea

R_{\mu \nu }-{\frac {1}{2}}g_{\mu \nu }R=R_{\mu \nu }-{\frac {1}{2}}\eta _{\mu \nu }R=

{\ displaystyle R _ {\ mu \ nu} - {\ frac {1} {2}} g _ {\ mu \ nu} R = R _ {\ mu \ nu} - {\ frac {1} {2} } \ eta _ {\ mu \ nu} R =}

{\ displaystyle R _ {\ mu \ nu} - {\ frac {1} {2}} g _ {\ mu \ nu} R = R _ {\ mu \ nu} - {\ frac {1} {2} } \ eta _ {\ mu \ nu} R =}

={\frac {1}{2}}\left(h_{\mu }{}^{\sigma }{}_{,\sigma \nu }-h^{\sigma }{}_{\sigma ,\mu \nu }+h^{\sigma }{}_{\nu ,\mu \sigma }-h_{\mu \nu ,}{}^{\sigma }{}_{\sigma }-\eta _{\mu \nu }h^{\rho \sigma }{}_{,\rho \sigma }+\eta _{\mu \nu }h^{\rho }{}_{\rho ,}{}^{\sigma }{}_{\sigma }\right)=8\pi GT_{\mu \nu }

{\ displaystyle = {\ frac {1} {2}} \ left (h _ {\ mu} {} ^ {\ sigma} {} _ {, \ sigma \ nu} -h ^ {\ sigma} {} _ {\ sigma, \ mu \ nu} + h ^ {\ sigma} {} _ {\ nu, \ mu \ sigma} -h _ {\ mu \ nu,} {} ^ {\ sigma} {} _ {\ sigma} - \ eta _ {\ mu \ nu} h ^ {\ rho \ sigma} {} _ {, \ rho \ sigma} + \ eta _ {\ mu \ nu} h ^ {\ rho} {} _ { \ rho,} {} ^ {\ sigma} {} _ {\ sigma} \ right) = 8 \ pi GT _ {\ mu \ nu}}

{\ displaystyle = {\ frac {1} {2}} \ left (h _ {\ mu} {} ^ {\ sigma} {} _ {, \ sigma \ nu} -h ^ {\ sigma} {} _ {\ sigma, \ mu \ nu} + h ^ {\ sigma} {} _ {\ nu, \ mu \ sigma} -h _ {\ mu \ nu,} {} ^ {\ sigma} {} _ {\ sigma} - \ eta _ {\ mu \ nu} h ^ {\ rho \ sigma} {} _ {, \ rho \ sigma} + \ eta _ {\ mu \ nu} h ^ {\ rho} {} _ { \ rho,} {} ^ {\ sigma} {} _ {\ sigma} \ right) = 8 \ pi GT _ {\ mu \ nu}}

Vă prezentăm acum, pentru simplitate, cantitatea

{\tilde {h}}_{\mu \nu }=h_{\mu \nu }-{\frac {1}{2}}\eta _{\mu \nu }h^{\rho }{}_{\rho }

{\ displaystyle {\ tilde {h}} _ {\ mu \ nu} = h _ {\ mu \ nu} - {\ frac {1} {2}} \ eta _ {\ mu \ nu} h ^ {\ rho} {} _ {\ rho}}

{\ displaystyle {\ tilde {h}} _ {\ mu \ nu} = h _ {\ mu \ nu} - {\ frac {1} {2}} \ eta _ {\ mu \ nu} h ^ {\ rho} {} _ {\ rho}}

și rescriind ecuația câmpului în termenii ei obținem

{\tilde {h}}_{\mu }{}^{\sigma }{}_{,\sigma \nu }+{\tilde {h}}^{\sigma }{}_{\nu ,\mu \sigma }-{\tilde {h}}_{\mu \nu ,}{}^{\sigma }{}_{\sigma }-\eta _{\mu \nu }{\tilde {h}}^{\rho \sigma }{}_{,\rho \sigma }=-16\pi GT_{\mu \nu }

{\ displaystyle {\ tilde {h}} _ {\ mu} {} ^ {\ sigma} {} _ {, \ sigma \ nu} + {\ tilde {h}} ^ {\ sigma} {} _ {\ nu, \ mu \ sigma} - {\ tilde {h}} _ {\ mu \ nu,} {} ^ {\ sigma} {} _ {\ sigma} - \ eta _ {\ mu \ nu} {\ tilde {h}} ^ {\ rho \ sigma} {} _ {, \ rho \ sigma} = - 16 \ pi GT _ {\ mu \ nu}}

{\ displaystyle {\ tilde {h}} _ {\ mu} {} ^ {\ sigma} {} _ {, \ sigma \ nu} + {\ tilde {h}} ^ {\ sigma} {} _ {\ nu, \ mu \ sigma} - {\ tilde {h}} _ {\ mu \ nu,} {} ^ {\ sigma} {} _ {\ sigma} - \ eta _ {\ mu \ nu} {\ tilde {h}} ^ {\ rho \ sigma} {} _ {, \ rho \ sigma} = - 16 \ pi GT _ {\ mu \ nu}}

Putem exploata acum gabaritul invarianta al teoriei în ceea ce privește schimbările în coordonate

x'^{\mu }=x^{\mu }+\xi ^{\mu }

{\ displaystyle x '^ {\ mu} = x ^ {\ mu} + \ xi ^ {\ mu}}

{\ displaystyle x '^ {\ mu} = x ^ {\ mu} + \ xi ^ {\ mu}}

Prin introducerea acestei transformări, avem

g'_{\mu \nu }=\eta _{\mu \nu }+h_{\mu \nu }-\xi _{\mu ,\nu }-\xi _{\nu ,\mu }=\eta _{\mu \nu }+h'_{\mu \nu }

{\ displaystyle g '_ {\ mu \ nu} = \ eta _ {\ mu \ nu} + h _ {\ mu \ nu} - \ xi _ {\ mu, \ nu} - \ xi _ {\ nu, \ mu} = \ eta _ {\ mu \ nu} + h '_ {\ mu \ nu}}

{\ displaystyle g '_ {\ mu \ nu} = \ eta _ {\ mu \ nu} + h _ {\ mu \ nu} - \ xi _ {\ mu, \ nu} - \ xi _ {\ nu, \ mu} = \ eta _ {\ mu \ nu} + h '_ {\ mu \ nu}}

de la care

{\tilde {h}}'_{\mu \nu }={\tilde {h}}_{\mu \nu }-\xi _{\mu ,\nu }-\xi _{\nu ,\mu }+\eta _{\mu \nu }\xi _{\rho }{}^{,\rho }

{\ displaystyle {\ tilde {h}} '_ {\ mu \ nu} = {\ tilde {h}} _ {\ mu \ nu} - \ xi _ {\ mu, \ nu} - \ xi _ {\ nu, \ mu} + \ eta _ {\ mu \ nu} \ xi _ {\ rho} {} ^ {, \ rho}}

{\ displaystyle {\ tilde {h}} '_ {\ mu \ nu} = {\ tilde {h}} _ {\ mu \ nu} - \ xi _ {\ mu, \ nu} - \ xi _ {\ nu, \ mu} + \ eta _ {\ mu \ nu} \ xi _ {\ rho} {} ^ {, \ rho}}

Putem face o alegere a gabaritului covariant (echivalent cu gabaritul Lorenz în electromagnetism), numit gabaritul De Donder , adică

{\tilde {h}}_{\mu \nu }{}^{,\mu }=0

{\ displaystyle {\ tilde {h}} _ {\ mu \ nu} {} ^ {, \ mu} = 0}

{\ displaystyle {\ tilde {h}} _ {\ mu \ nu} {} ^ {, \ mu} = 0}

O astfel de alegere este posibilă, deoarece este posibilă găsirea $\xi _{\mu }$ ${\ displaystyle \ xi _ {\ mu}}$ ${\ displaystyle \ xi _ {\ mu}}$ astfel încât

{\tilde {h}}'_{\mu \nu }{}^{,\mu }={\tilde {h}}_{\mu \nu }{}^{,\mu }-\xi _{\nu }{}_{,\mu }{}^{\mu }=0

{\ displaystyle {\ tilde {h}} '_ {\ mu \ nu} {} ^ {, \ mu} = {\ tilde {h}} _ {\ mu \ nu} {} ^ {, \ mu} - \ xi _ {\ nu} {} _ {, \ mu} {} ^ {\ mu} = 0}

{\ displaystyle {\ tilde {h}} '_ {\ mu \ nu} {} ^ {, \ mu} = {\ tilde {h}} _ {\ mu \ nu} {} ^ {, \ mu} - \ xi _ {\ nu} {} _ {, \ mu} {} ^ {\ mu} = 0}

adică

\xi _{\nu }{}_{,\mu }{}^{\mu }={\tilde {h}}_{\mu \nu }{}^{,\mu }

{\ displaystyle \ xi _ {\ nu} {} _ {, \ mu} {} ^ {\ mu} = {\ tilde {h}} _ {\ mu \ nu} {} ^ {, \ mu}}

{\ displaystyle \ xi _ {\ nu} {} _ {, \ mu} {} ^ {\ mu} = {\ tilde {h}} _ {\ mu \ nu} {} ^ {, \ mu}}

Ecuațiile de câmp sunt astfel reduse la expresie

{\tilde {h}}_{\mu \nu }{}^{,\rho }{}_{\rho }=\Box {\tilde {h}}_{\mu \nu }=-16\pi GT_{\mu \nu }

{\ displaystyle {\ tilde {h}} _ {\ mu \ nu} {} ^ {, \ rho} {} _ {\ rho} = \ Box {\ tilde {h}} _ {\ mu \ nu} = -16 \ pi GT _ {\ mu \ nu}}

{\ displaystyle {\ tilde {h}} _ {\ mu \ nu} {} ^ {, \ rho} {} _ {\ rho} = \ Box {\ tilde {h}} _ {\ mu \ nu} = -16 \ pi GT _ {\ mu \ nu}}

care este cea a unei ecuații de undă în ${\tilde {h}}_{\mu \nu }$ ${\ displaystyle {\ tilde {h}} _ {\ mu \ nu}}$ ${\ displaystyle {\ tilde {h}} _ {\ mu \ nu}}$ .

Surse de unde gravitaționale

Din anii 1950 , au fost efectuate experimente pentru a detecta undele gravitaționale. În timp ce radiația electromagnetică poate fi studiată prin producerea acesteia în laborator, undele gravitaționale produse de mișcările de masă realizabile într-un laborator terestru ar fi atât de slabe încât să fie imposibil de detectat; prin urmare, cercetătorii au dezvoltat aparate capabile să observe radiația gravitațională generată de fenomene la scară astronomică.

Sunt cunoscute multe surse posibile de unde gravitaționale, inclusiv sisteme de stele binare, ^[5] ^[6] pulsari , explozii de supernova , găuri negre vibratoare ^[7] și formarea galaxiilor ; pentru fiecare dintre aceste surse, tipul de semnal emis ar trebui să aibă un „timbru” caracteristic care identifică în mod unic tipul sursei și cauza emisiei, dar de mulți ani nu a fost posibil să se construiască detectoare suficient de sensibile.

Undele gravitaționale generate de un sistem binar. Distorsiunea spațiului se află într-un plan, care este ortogonal cu direcția de propagare a undelor.

Un sistem de stele binare , format din două stele care orbitează un centru comun de masă, ar trebui să producă unde gravitaționale continue; perioada fundamentală a acestor unde ar fi egală cu jumătate din perioada orbitei celor două stele. Cea mai intensă emisie gravitațională ar trebui să aibă o intensitate $h$ ${\ displaystyle h}$ $h$ egal cu

h=10^{-20}\,Hz^{-{\frac {1}{2}}}

{\ displaystyle h = 10 ^ {- 20} \, Hz ^ {- {\ frac {1} {2}}}}

h = 10 ^ {- 20} \, Hz ^ {- \ frac {1} {2}}

;

lățimea de bandă a receptorului ar trebui să fie de aproximativ 1500 hertz . Când un sistem binar moare, stelele care îl compun cad rapid spre centru urmând o traiectorie spirală , până când se ciocnesc și / sau se dezintegrează, emitând unde gravitaționale. În cazul în care sistemul este format din două stele de neutroni, ambele evenimente (coliziune sau dezintegrare) ar trebui să producă un impuls de undă gravitațională mult mai intens, datorită cantității mai mari de masă a sistemului.

Nașterea unei stele de neutroni dintr-o explozie de supernovă ar trebui, de asemenea, să fie anunțată prin transformarea a aproximativ 0,1% din masa sa inițială în unde gravitaționale. „Timbrul” acestor unde ar trebui să fie pulsat. Detectarea undelor gravitaționale provenite de la o supernovă ar permite confirmarea predicției lui Einstein cu privire la viteza lor: dacă undele gravitaționale și luminoase ar fi detectate simultan, am avea confirmarea directă că undele gravitaționale se propagă cu viteza luminii. Un alt avantaj în studiul prăbușirii stelare este că, în timp ce radiația electromagnetică din timpul prăbușirii este blocată de straturile exterioare ale stelei, care ascund fața celor mai violente faze ale exploziei, undele gravitaționale, care interacționează atât de slab cu problema că a putea trece prin atmosfera unei stele fără atenuare ar putea dezvălui în schimb detaliile mai fine ale prăbușirii. Numărul de explozii de supernove pe care le așteptăm în galaxia noastră este de aproximativ una la fiecare 30 de ani, cu

h=10^{-18}\,Hz^{-{\frac {1}{2}}}

{\ displaystyle h = 10 ^ {- 18} \, Hz ^ {- {\ frac {1} {2}}}}

h = 10 ^ {- 18} \, Hz ^ {- \ frac {1} {2}}

,

în timp ce în Clusterul Fecioară , care are aproximativ 1000 de galaxii, ne așteptăm la o explozie pe săptămână, cu

h=10^{-21}\,Hz^{-{\frac {1}{2}}}

{\ displaystyle h = 10 ^ {- 21} \, Hz ^ {- {\ frac {1} {2}}}}

h = 10 ^ {- 21} \, Hz ^ {- \ frac {1} {2}}

.

O stea de neutroni complet maturizată poate fi, de asemenea, o sursă de unde gravitaționale, dacă masa sa nu este dispusă simetric în raport cu axa sa de rotație. În acest caz, ca și în cazul sistemelor binare, undele sunt continue; perioada lor fundamentală este egală cu perioada de rotație a stelei. Informațiile primite ar oferi informații despre structura internă a acestor surse, încă necunoscute pe deplin. Lățimea de bandă necesară de la receptor ar varia de la 1 la aproximativ 1000 hertz.

O altă posibilă sursă de unde gravitaționale este Big Bang-ul : cele mai importante observații asupra universului timpuriu provin din observarea fundalului cosmic cu microunde , restul radiației termice care a pătruns în univers la începutul său. Detectarea unui fundal cosmic ( zgomot ) al undelor gravitaționale ar dezvălui noi aspecte ale Big Bang-ului.

Undele gravitaționale produse în situațiile descrise ar avea în continuare un impact extrem de slab și efemer în investirea Pământului. În cel mai bun caz, masele detectoarelor ar fi abia stresate, cu o deplasare în pozițiile lor de doar 10 ⁻²¹ metri (o milionime din diametrul unui proton ) pentru fiecare metru de separare; din acest motiv, mulți oameni de știință au fost sceptici cu privire la posibilitatea detectării undelor gravitaționale.

În octombrie 2008, Comunitatea Europeană a acordat trei milioane de euro programului FP7 pentru studiul preliminar al telescopului Einstein (ET), un observator paneuropean al undelor gravitaționale (proiectul implică opt institute de cercetare). Un astfel de instrument ar trebui să fie sensibil la undele gravitaționale din întreaga gamă de frecvențe accesibile pe Pământ, de la 1 Hz la 10 kHz, deși interceptarea lor va fi dificilă din motivele expuse. De la început, o a treia generație de antene rezonante a fost ventilată în următorii douăzeci de ani: energia foarte slabă a undelor gravitaționale forțează să crească sensibilitatea instrumentelor de analiză, dar, deoarece instrumentele și mediul înconjurător sunt, de asemenea, implicate direct în experimentul deoarece forța gravitațională nu poate fi protejată, perturbările sunt amplificate. De aceea, se speră că proiectul LISA al Agenției Spațiale Europene va trimite o serie de detectoare în spațiu.

Cercetare experimentală

Ilustrarea proiectului LISA

Potrivit lui Bergmann, principiul echivalenței ar fi împiedicat utilizarea oricărui instrument de detectare, deoarece este o parte activă în experiment. Eddington, Einstein și alți cercetători au găsit, de asemenea, puțin probabil să intercepteze astfel de valuri. A circulat, de asemenea, teoria că o explozie sau o implozie simetrică de mase, sau chiar singura mișcare de rotație a unui obiect, chiar și de dimensiuni considerabile, nu poate genera unde gravitaționale, deoarece acestea sunt lipsite de accelerații.

Cu toate acestea, în ultima perioadă s-au realizat mai multe proiecte, atât la nivel italian, cât și internațional, pentru a putea capta undele gravitaționale foarte slabe, folosind detectoare din ce în ce mai sensibile. În prezent, cea mai mare sensibilitate de detecție, egală cu aproximativ o parte în sus 3 × 10 ²² (actualizat până în 2007), este cel furnizat de detectorul LIGO instalat de Universitatea din California . ^[8] ^[9]

Instrumente sofisticate au fost apoi implementate în proiectul VIRGO , cu ajutorul razelor laser reflectate pentru a detecta interferențele și tehnologia de vid ultra-înalt. Proiectul VIRGO funcționează în prezent în cadrul laboratorului EGO (European Gravitational Observatory), special creat de INFN și CNRS . La nivel internațional, există LISA Pathfinder , experimentul spațial precursor al misiunii eLISA - proiectat împreună deESA și NASA pentru cercetarea undelor gravitaționale, a cărui lansare a avut succes pe 3 decembrie 2015.

Lansarea celor trei sateliți ai misiunii eLISA (Evolved Laser Interferometer Space Antenna), derivată din LISA (Laser Interferometer Space Antenna), este așteptată în 2034 după reduceri bugetare. Datorită calculului precis al orbitelor, cei trei sateliți vor menține o formare triunghi echilaterală de 1 milion de kilometri pe fiecare parte, astfel încât să formeze un interferometru puternic timp de ani de zile . Gama de frecvențe detectabile va fi de 0,1 MHz până la 1 Hz și sensibilitatea mai bună decât una din 10 ²⁰ , suficientă pentru a detecta semnale gravitaționale din sistemele binare de stele, pulsari și găuri negre. Misiunea eLISA, spun cercetătorii, va deschide calea către un nou mod de a studia universul prin „sunetul” undelor gravitaționale.

De mulți ani, detectoarele rezonante criogenice cu o masă de aprox 2,3 t : EXPLORATOR, răcit la o temperatură de 2 K , la CERN din 1990, NAUTILUS, răcit la o temperatură de 0,15 K (temperatură record pentru mase atât de mari), în funcțiune din 1995 la Laboratoarele Naționale INFN și AURIGA din Frascati din Legnaro, Padova, de asemenea ultracriogene.

Funcționează pe presupunerea că orice mod de vibrație al unui corp rezonant cu moment cvadrupolar diferit de zero, cum ar fi modul fundamental longitudinal al unui cilindru, poate fi excitat prin trecerea unei unde gravitaționale. Dacă o undă gravitațională trece prin detector, aceasta ar provoca un fel de distorsiune cu o creștere a distanței dintre masele de testare într-o direcție și o scădere în cealaltă (efect cvadrupolar). Cu toate acestea, modificările așteptate sunt extrem de mici, de ordinul a 10 ⁻²¹ metri. Aceste instrumente vor servi în principal pentru a ne spune caracteristicile acestor unde.

Performanța detectoarelor criogene actuale este rezultatul multor ani de dezvoltare. Utilizarea criogeniei și a tehnicilor supraconductoare pentru reducerea zgomotului și transducția semnalului au dus la o îmbunătățire a sensibilității la energie cu un factor de 100.000 în comparație cu primele bare dezvoltate la începutul anilor 1960 .

Dovezi indirecte

O confirmare indirectă a emisiei undelor gravitaționale a venit de la observarea unui sistem de stele binare prin observarea unei perechi de stele de neutroni care se roteau una în jurul celeilalte și destinate să se unească în urma creșterii vitezei lor unghiulare. Sistemul PS1913 + 16 era compus din două stele foarte mici, dintre care una pulsară, cu o perioadă neobișnuit de scurtă de opt ore: faptul că una dintre cele două stele era pulsare asigura un ceas foarte precis, astfel încât variația perioadei înseamnă măsurarea pierderii de energie a sistemului și apoi verificarea predicției relativității generale a pierderii de energie datorată radiațiilor gravitaționale. Aceste studii au fost efectuate folosind radiotelescopul Arecibo de către Russel Hulse și Joseph Taylor care au primit premiul Nobel pentru această descoperire în 1993.

La 17 martie 2014, astronomii de la Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics din Cambridge au susținut că au identificat și produs prima imagine directă a undelor gravitaționale, ^[10] ^[11] ^[12] ; cu toate acestea, aceste afirmații au fost respinse atunci când, pe 9 februarie 2015, cercetătoriiESA care foloseau satelitul spațial Planck împreună cu BICEP2 , au dovedit că „odată cu eliminarea emisiilor de praf galactic, dovezi ale detectării undelor gravitaționale primordiale nu este mai lung, atât de solid. Nu se poate confirma că acel semnal a reprezentat într-adevăr o amprentă a inflației cosmice. " ^[13]

Prima observație directă

Același subiect în detaliu: prima observare a undelor gravitaționale .

La 11 februarie 2016 , într-o conferință de presă comună cu LIGO și VIRGO , ^[14] ^{[15] a} fost anunțată prima verificare experimentală a existenței undelor gravitaționale, constând în observarea unei unde emise de fuziunea a două găuri negre despre La 1 miliard și 300 de milioane de ani lumină distanță ^[16] . Cercetătorii de la CalTech , MIT și LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory), au reușit să detecteze prezența undelor gravitaționale ale unui eveniment cosmic folosind LIGO, un observator dublu construit în Statele Unite, la Hanford Site ( Washington ) și în Livingston ( Louisiana ). Aceasta este o confirmare experimentală foarte importantă, în care au colaborat și cercetători italieni și francezi de la VIRGO, grație unui detector modern construit în mediul rural Cascina ( Pisa ), identic cu cei americani.

Scopul acestor instrumente, încununate de succes, a fost de a găsi undele care se formează în țesătura spațiu - timp a Universului atunci când, de exemplu, două mase se apropie una de cealaltă, învârtindu-se una în jurul celeilalte. Undele gravitaționale au fost detectate pentru prima dată pe 14 septembrie 2015, la ora 10:50:45, ora italiană (09:50:45 UTC , 05:50:45 am EDT ), de ambele instrumente gemene într-o fereastră de coincidență. De 10 milisecunde.

Undele gravitaționale detectate au fost produse în ultima fracțiune de secundă a procesului de fuziune a două găuri negre, cu o masă echivalentă cu aproximativ 29 și 36 de mase solare, într-o singură gaură neagră rotativă mai masivă decât aproximativ 62 de mase solare: cele 3 masele solare lipsă la suma totală sunt echivalente cu energia emisă în timpul procesului de fuziune a celor două găuri negre, sub formă de unde gravitaționale. ^[17] ^[18] ^[19]

Notă

^ Albert Einstein, Die Grundlage der allgemeinen Relativitätstheorie ( PDF ), pe alberteinstein.info (arhivat din original la 4 februarie 2012) . , Annalen der Physik, Vol. 7, 1916
^ Davide Castelvecchi, Witze Witze, undele gravitaționale ale lui Einstein găsite în cele din urmă , în Nature News , 11 februarie 2016, DOI : 10.1038 / nature.2016.19361 . Adus la 11 februarie 2016 .
^ Abbott BP și colab. și Witze Witze, Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger , în Physical Review Letters , 11 februarie 2016, DOI : 10.1103 / PhysRevLett.116.061102 . Adus la 11 februarie 2016 .
^ A. Einstein, „Formula cvadrupolică”. Sitzungsberichte, Preussische Akademie der Wisserschaften , 154, (1918).
^(EN) Relativistic Binary Pulsar B1913 + 16: Treizeci de ani de observații și analize
^(EN) binare și Milisecundă pulsari Filed la 1 martie 2012 , la Internet Archive .
^ Găuri negre care se prăbușesc
^ Cele mai bune sensibilități la tulpina pentru interferometrele LIGO , pe advancedligo.mit.edu . Adus la 21 octombrie 2011 (arhivat din original la 3 iunie 2016) .
^ Copie arhivată ( PDF ), la dpf99.library.ucla.edu . Adus la 20 noiembrie 2011 (arhivat din original la 3 martie 2016) . Detectarea undelor gravitaționale folosind LIGO, B. Barish
^ "Prima dovadă directă a inflației cosmice" , la https://www.cfa.harvard.edu/ , Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 17 martie 2014. Accesat la 17 martie 2014 .
^ Whitney Clavin, NASA Technology Views Birth of the Universe . NASA , 17 martie 2014. Accesat la 17 martie 2014 .
^ Dennis Overbye , Detection of Waves in Space Buttresses Landmark Theory of Big Bang . New York Times , 17 martie 2014. Accesat la 17 martie 2014 .
^ Inaf, Marco Galliani, Planck neagă experimentul bicep2 , pe focus.it .
^ LIGO Scientific Collaboration - Media Advisory for 11 Feb 2016 , at www.ligo.org . Adus pe 9 februarie 2016 .
^ ( RO ) 11 FEBRUARIE: Oamenii de știință vor furniza o actualizare cu privire la căutarea undelor gravitaționale , su public.virgo-gw.eu . Adus la 11 februarie 2016 .
^ http://home.infn.it/it/comunicazione/comunicati-stampa/1771- Osservate- le- unde- gravitazionali-a-100- anni- dalla-previsione- di- einstein
^ Undele gravitaționale, încă „zvon” despre descoperire , despre Fizică și Matematică - Știință și tehnologie , ANSA.it. Adus pe 9 februarie 2016 .
^ Giovanni Spataro, Gravitational waves, sondaj direct confirmat , în Le Scienze , 11 februarie 2016. Accesat la 11 februarie 2016 .
^ (EN) BP Abbott, R. Abbott (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration), Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger , în Physical Review Letters, vol. 116, nr. 6, 11 februarie 2016, p. 061102, DOI : 10.1103 / PhysRevLett.116.061102 . Adus la 11 februarie 2016 .

Bibliografie

Chakrabarty, Indrajit, Valuri gravitaționale: o introducere . arXiv: fizică / 9908041 v1, 21 august 1999.
LD Landau și EM Lifshitz , The Classical Theory of Fields , Pergamon Press, 1987.
WK Clifford , Confruntarea dintre relativitatea generală și experiment . Relativitatea vie 9 (2006) 3.
Peter Saulson,Fundamentele detectoarelor interferometrice de unde gravitaționale , World Scientific, 1994.
I. Biciak, WN Rudienko, Gravitacionnyje wolny w OTO i probliema ich obnarużenija , Izdatielstwo Moskovskovo Universitieta, 1987.
A. Kułak, Detectoare electromagnetice ale radiațiilor gravitaționale (teză de doctorat) , Cracovia, 1980 (în poloneză).
G. Pizzella, Fizica experimentală a câmpului gravitațional , Carocci , 1993.
P. Tatrocki, Despre descrierea intuitivă a detectorului de graviton . www.philica.com.
P. Tatrocki, Detectoarele LIGO , VIRGO , GEO600, AIGO, TAMA, LISA pot detecta cu adevărat? , www.philica.com.

Elemente conexe

Alte proiecte

Wikimedia Commons conține imagini sau alte fișiere pe unde gravitaționale

linkuri externe

( EN ) Unda gravitațională , în Encyclopedia Britannica , Encyclopædia Britannica, Inc.
Detectorul de unde gravitaționale OMIRP bazat pe fotorezistoare cu sulfură de cadmiu, în funcțiune din 1994 , pe omirp.it .
NASA , la astrogravs.gsfc.nasa.gov .
Cosa sono le onde gravitazionali , su internazionale.it , Internazionale, 12 febbraio 2016. URL consultato il 15 febbraio 2016 .

Controllo di autorità	Thesaurus BNCF 5360 · LCCN ( EN ) sh85056562 · GND ( DE ) 4158119-2 · BNF ( FR ) cb11968264t (data) · NDL ( EN , JA ) 00575135

Portale Meccanica

Portale Relatività

[1] Albert Einstein, Die Grundlage der allgemeinen Relativitätstheorie ( PDF ), pe alberteinstein.info (arhivat din original la 4 februarie 2012) . , Annalen der Physik, Vol. 7, 1916

[2] Davide Castelvecchi, Witze Witze, undele gravitaționale ale lui Einstein găsite în cele din urmă , în Nature News , 11 februarie 2016, DOI : 10.1038 / nature.2016.19361 . Adus la 11 februarie 2016 .

[3] Abbott BP și colab. și Witze Witze, Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger , în Physical Review Letters , 11 februarie 2016, DOI : 10.1103 / PhysRevLett.116.061102 . Adus la 11 februarie 2016 .

[4] A. Einstein, „Formula cvadrupolică”. Sitzungsberichte, Preussische Akademie der Wisserschaften , 154, (1918).

[5] (EN) Relativistic Binary Pulsar B1913 + 16: Treizeci de ani de observații și analize

[6] (EN) binare și Milisecundă pulsari Filed la 1 martie 2012 , la Internet Archive .

[7] Găuri negre care se prăbușesc

[8] Cele mai bune sensibilități la tulpina pentru interferometrele LIGO , pe advancedligo.mit.edu . Adus la 21 octombrie 2011 (arhivat din original la 3 iunie 2016) .

[9] Copie arhivată ( PDF ), la dpf99.library.ucla.edu . Adus la 20 noiembrie 2011 (arhivat din original la 3 martie 2016) . Detectarea undelor gravitaționale folosind LIGO, B. Barish

[10] "Prima dovadă directă a inflației cosmice" , la https://www.cfa.harvard.edu/ , Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 17 martie 2014. Accesat la 17 martie 2014 .

[NASA-20140317-11] Whitney Clavin, NASA Technology Views Birth of the Universe . NASA , 17 martie 2014. Accesat la 17 martie 2014 .

[NYT-20140317-12] Dennis Overbye , Detection of Waves in Space Buttresses Landmark Theory of Big Bang . New York Times , 17 martie 2014. Accesat la 17 martie 2014 .

[13] Inaf, Marco Galliani, Planck neagă experimentul bicep2 , pe focus.it .

[14] LIGO Scientific Collaboration - Media Advisory for 11 Feb 2016 , at www.ligo.org . Adus pe 9 februarie 2016 .

[15] ( RO ) 11 FEBRUARIE: Oamenii de știință vor furniza o actualizare cu privire la căutarea undelor gravitaționale , su public.virgo-gw.eu . Adus la 11 februarie 2016 .

[16] ttp://home.infn.it/it/comunicazione/comunicati-stampa/1771- Osservate- le- unde- gravitazionali-a-100- anni- dalla-previsione- di- einstein

[17] Undele gravitaționale, încă „zvon” despre descoperire , despre Fizică și Matematică - Știință și tehnologie , ANSA.it. Adus pe 9 februarie 2016 .

[18] Giovanni Spataro, Gravitational waves, sondaj direct confirmat , în Le Scienze , 11 februarie 2016. Accesat la 11 februarie 2016 .

[19] (EN) BP Abbott, R. Abbott (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration), Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger , în Physical Review Letters, vol. 116, nr. 6, 11 februarie 2016, p. 061102, DOI : 10.1103 / PhysRevLett.116.061102 . Adus la 11 februarie 2016 .

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15] a

[16]

[17]

[18]

[19]