(Simularea ciocnirii a două găuri negre. În plus față de formarea puțurilor de gravitație adânci și fuzionarea într-o singură gaură neagră mai mare, undele gravitaționale se vor propaga spre exterior, în timp ce găurile negre se rotesc unul în jurul celeilalte.
Undele gravitaționale sunt perturbațiile în țesătura („curbura”) spațiu-timpului, generate de masele accelerate, și care se propagă ca unde în afară sursei lor la viteza luminii. Acestea au fost inițial propuse de Henri Poincaré în 1905 și ulterior au fost prezise în 1916 de Albert Einstein pe baza teoriei sale generale a relativității. Undele gravitaționale transportă energia ca radiație gravitațională, o formă de energie radiantă similară radiației electromagnetice. Legea lui Lawton a gravitației universale, parte a mecanicii clasice, nu le asigură existența, deoarece această lege se bazează pe presupunerea că interacțiunile fizice se propagă la viteză infinită – evidențiind una dintre modalitățile în care metodele fizicii clasice nu pot explica fenomenele asociate cu relativitatea.
Astronomia undelor gravitaționale este o ramură a astronomiei observaționale care utilizează unde gravitaționale pentru a colecta date observaționale despre surse de undă gravitațională detectabilă, cum ar fi sistemele binare de stele, compuse din pitice albe, stele neutronice și găuri negre; și evenimente precum supernovele și formarea universului timpuriu la scurt timp după Big Bang.
La 11 februarie 2016, LIGO și Volaborarea științifică pentru Virgo au anunțat că au făcut prima observație a undelor gravitaționale. Observarea însăși a fost făcută la 14 septembrie 2015, folosind detectoarele Advanced LIGO. Undele gravitaționale au provenit dintr-o pereche de găuri negre care fuzionează. După anunțul inițial, instrumentele LIGO au detectat încă două evenimente confirmate și un evenimet potențial pentru undele gravitaționale. În august 2017, cele două instrumente LIGO și instrumentul Virgo au observat o a patra undă gravitațională provenind de la fuzionarea găurilor negre și o a cincea undă gravitațională de la o fuziune a stelelor neutronice binare. Sunt planificați sau sunt în construcție câțiva alți detectori de unde gravitaționale.
În 2017, Premiul Nobel pentru Fizică a fost acordat lui Rainer Weiss, Kip Thorne și Barry Barish pentru rolul lor în detectarea undelor gravitaționale.
Introducere
În teoria generală a relativității lui Einstein, gravitația este tratată ca un fenomen care rezultă din curbura spațiu-timpului. Această curbură este cauzată de prezența masei. În general, cu cât este mai multă masă cuprinsă într-un volum de spațiu dat, cu atât va fi mai mare curbura spațiu-timpului la limita volumului său. Pe măsură ce obiectele cu masă se mișcă în spațiu-timp, curbura se modifică pentru a reflecta locațiile schimbate ale acelor obiecte. În anumite circumstanțe, obiectele în accelerare generează schimbări în această curbă, care se propagă spre exterior la viteza luminii într-o manieră asemănătoare undelor. Aceste fenomene de propagare sunt cunoscute sub numele de unde gravitaționale.
Pe măsură ce undele gravitaționale trec de un observator, acel observator va găsi spațiu-timpul distorsionat de efectele constrângerilor. Distanțele dintre obiecte cresc și scad ritmic, pe măsură ce trece unda, la o frecvență corespunzătoare celei a undei. Acest lucru se întâmplă în ciuda faptului că astfel de obiecte libere nu au fost niciodată supuse unei forțe dezechilibrate. Amplitudinea acestui efect scade proporțional cu distanța inversă față de sursă. Sistemele de stele neutronice binare, se preconizează a fi o sursă puternică de unde gravitaționale în timpul fuzionării, datorită accelerației foarte mari a maselor lor, pe măsură ce orbitează unul în jurul celuilalt. Cu toate acestea, datorită distanțelor astronomice până la aceste surse, efectele măsurate pe Pământ se preconizează a fi foarte mici, având constrângeri mai mici de 1 parte la 1020. Oamenii de știință au demonstrat existența acestor unde cu detectoare din ce în ce mai sensibile. Detectorul cel mai sensibil a avut o sensibilitate de aproximativ o parte în 5×1022 (din 2012) furnizată de observatoarele LIGO și VIRGO. Un observator spațial, Antena spațială cu interferometru laser, este în prezent în curs de dezvoltare de către ESA.
Undele gravitaționale pot pătrunde în regiunile spațiului unde nu pot ajunge undele electromagnetice. Ele permit observarea fuziunii găurilor negre și, eventual, a altor obiecte exotice în Universul îndepărtat. Astfel de sisteme nu pot fi observate cu mijloace mai tradiționale, cum ar fi telescoapele optice sau telescoapele radio, astfel încât astronomia cu unde gravitaționale oferă noi perspective asupra funcționării Universului. În special, undele gravitaționale ar putea fi de interes pentru cosmologi, deoarece oferă o posibilă modalitate de a observa universul foarte timpuriu. Acest lucru nu este posibil cu astronomia convențională, deoarece înainte de recombinare Universul a fost opac la radiațiile electromagnetice. Măsurătorile precise ale undelor gravitationale vor permite, de asemenea, oamenilor de știință să testeze mai bine teoria generală a relativității.
În principiu, undele gravitaționale ar putea exista la orice frecvență. Cu toate acestea, undele de frecvență foarte scăzute ar fi imposibil de detectat și nu există o sursă credibilă pentru unde detectabile de frecvență foarte înaltă. Stephen Hawking și Werner Israel enumeră diferite benzi de frecvență pentru undele gravitaționale care ar putea fi detectate plauzibil, variind de la 10-7 Hz până la 1011 Hz.
Istorie
(Undele gravitaționale primordiale se consideră că au apărut din inflația cosmică, o expansiune mai rapidă decât lumina imediat după Big Bang (2014).)
Posibilitatea undelor gravitationale a fost discutată în 1893 de către Oliver Heaviside folosind analogia dintre legea invers-pătrată în gravitație și electricitate. În 1905, Henri Poincaré a propus pentru prima dată undele gravitaționale (ondes gravifiques), provenind dintr-un corp și propagându-se la viteza luminii, ca fiind cerute de transformările Lorentz, și a sugerat că, prin analogie cu o sarcină electrică acceleratoare care produce unde electromagnetice, într-o teorie relativistă a câmpului de gravitație ar trebui să producă unde gravitaționale. Când Einstein și-a publicat teoria relativității generale în 1915, el a fost sceptic față de ideea lui Poincaré, deoarece teoria presupunea că nu există „dipoli gravitaționali”. Cu toate acestea, el a urmărit ideea și pe baza diferitelor aproximări a ajuns la concluzia că, de fapt, trebuie să existe trei tipuri de unde gravitaționale (denumite longitudinal-longitudinal, transversal-longitudinal și transversal-transversal de Hermann Weyl).
Cu toate acestea, natura aproximărilor lui Einstein a făcut pe mulți (inclusiv pe Einstein însuși) să se îndoiască de rezultat. În 1922, Arthur Eddington a arătat că două dintre tipurile de unde ale lui Einstein au fost artefacte ale sistemului de coordonate pe care le-a folosit și că ar putea fi făcute să se propageze la orice viteză prin alegerea coordonatelor potrivite, conducând pe Eddington să considere că „se propagă cu viteza gândului”. Acest lucru pune de asemenea la îndoială valabilitatea fizică a celui de-al treilea tip (transversal-transversal) (pe care Eddington a arătat-o întotdeauna ca propagându-se la viteza luminii, indiferent de sistemul de coordonate). În 1936, Einstein și Nathan Rosen au depus o lucrare la revista Physical Review în care au susținut că undele gravitaționale nu ar putea exista în teoria generală a relativității, deoarece orice astfel de soluție a ecuațiilor de câmp ar avea o singularitate. Jurnalul a trimis manuscrisul pentru a fi analizat de Howard P. Robertson, care (anonim) a raportat că singularitățile în cauză erau pur și simplu singularitățile coordonatelor inofensive ale coordonatelor cilindrice utilizate. Einstein, care nu era familiarizat cu conceptul de evaluare colegială, a retras furios manuscrisul, și nu a mai publicat niciodată în revista Physical Review. Cu toate acestea, asistentul său Leopold Infeld, care fusese în contact cu Robertson, l-a convins pe Einstein că critica a fost corectă, iar lucrarea a fost rescrisă cu concluzia contrară (și publicată în altă parte).
În 1956, Felix Pirani a remediat confuzia cauzată de utilizarea diferitelor sisteme de coordonate prin reformularea undelor gravitaționale în ceea ce privește tensorul evident de curbură Riemann. La acea vreme, această lucrare a fost ignorată, deoarece comunitatea s-a concentrat pe o altă întrebare: dacă undele gravitaționale ar putea transmite energia. Această chestiune a fost rezolvată de un experiment de gândire propus de Richard Feynman în timpul primei conferințe „GR” de la Chapel Hill din 1957. Pe scurt, argumentul său (cunoscut sub numele de „argumentul lipicios al mărfurilor”) constată că, dacă luați o bară cu mărgele, atunci efectul trecerii undelor gravitaționale va fi acela de a mișca mărgelele de-a lungul barei; frecarea ar produce apoi căldură, care s-ar datora unelor în trecere. La scurt timp după aceea, Hermann Bondi (fostul sceptic al undelor gravitaționale) a publicat o versiune detaliată a „argumentului lipicios al șiragului de mărgele”.
După conferința Chapel Hill, Joseph Weber a început proiectarea și construirea primelor detectoare de unde gravitaționale, cunoscute acum sub numele de bare Weber. În 1969, Weber a susținut că a detectat primele unde gravitaționale și, până în 1970, a „detectat” semnale în mod regulat de la Centrul Galactic; totuși, frecvența de detectare a ridicat în curând îndoieli cu privire la validitatea observațiilor sale, deoarece rata implicită a pierderii de energie a Căii Lactee ar scurge galaxia noastră de energie într-un interval de timp mult mai scurt decât vârsta dedusă. Aceste îndoieli au fost întărite atunci când, până la jumătatea anilor 1970, la repetarea experimentelor la alte grupuri care își construiau propriile bare Weber pe tot globul, nu s-a reușit să se găsească semnale, iar până la sfârșitul anilor 1970 consensul general era că rezultatele lui Weber erau false.
În aceeași perioadă, au fost descoperite primele dovezi indirecte pentru existența undelor gravitaționale. În 1974, Russell Alan Hulse și Joseph Hooton Taylor, Jr. au descoperit primul pulsar binar (o descoperire de Premiul Nobel pentru Fizică din 1993). În 1979, au fost publicate rezultate care detaliază măsurarea decăderii treptate a perioadei orbitale a pulsarului Hulse-Taylor, care se potrivea tocmai cu pierderea de energie și impulsul unghiular în radiația gravitațională prezisă de relativitatea generală.
Această detectare indirectă a undelor gravitaționale a motivat căutări suplimentare, în ciuda rezultatului discreditat al lui Weber. Unele grupuri au continuat să îmbunătățească conceptul original al lui Weber, în timp ce alții au urmărit detectarea undelor gravitaționale folosind interferometre laser. Ideea utilizării unui interferometru laser pentru detectarea undelor gravitaționale pare să fi fost vehiculată de diverse persoane în mod independent, printre care M. E. Gertsenshtein și V. I. Pustovoit în 1962 și Vladimir B. Braginskiĭ în 1966. Primele prototipuri au fost dezvoltate în anii 1970 de Robert L. Forward și Rainer Weiss. În deceniile care au urmat, au fost construite instrumente tot mai sensibile, culminând cu construcția GEO600, LIGO și Virgo.
După ani de rezultate nule, LIGO a realizat prima detectare directă a undelor gravitaționale la 14 septembrie 2015. S-a constatat că semnalul numit GW150914 a provenit din fuziunea a două găuri negre cu masele 36+5-4 M și 29+4-4 M, rezultând o gaură neagră cu masa 62+4-4 M.
Un an mai devreme părea că BICEP2 a lua-o înainte lui LIGO când a susținut că au detectat amprenta undelor gravitaționale în fundalul cosmic de microunde. Cu toate acestea, mai târziu au fost forțați să-și retragă rezultatul.
În 2017, Premiul Nobel pentru Fizică a fost acordat lui Rainer Weiss, Kip Thorne și Barry Barish pentru rolul lor în detectarea undelor gravitaționale.
Surse
(Spectrul de unde gravitaționale cu surse și detectori. Credit: NASA Goddard Space Flight Centre)
În general, undele gravitaționale sunt radiați ale unor obiecte a căror mișcare implică accelerația și schimbarea ei, cu condiția ca mișcarea să nu fie perfect sferic simetrică (ca o sferă expandantă sau contractantă) sau simetrică rotativă (ca un disc sau sferă de rotire). Un simplu exemplu al acestui principiu este o ganteră în rotire. Dacă gantera se rotește în jurul axei sale de simetrie, nu va radia unde gravitaționale; în cazul în care s-ar rostogoli cu un capăt peste celălalt, ca în cazul a două planete care orbitează reciproc, va emite unde gravitaționale. Cu cât gabaritul este mai mare și cu cât mai repede se rostogolește, cu atât mai mare este radiația gravitațională pe care o va emite. Într-un caz extrem, cum ar fi atunci când cele două greutăți ale ganterelor sunt stele masive, precum stelele neutronice sau găurile negre, care orbitează reciproc rapid, atunci cantități semnificative de radiații gravitaționale ar fi eliberate.
Iată câteva exemple:
- Două obiecte care orbitează reciproc, precum o planetă care orbitează în jurul Soarelui, vor radia.
- Un planetoid care se rotește cu axa proprie diferită de axa de simetrie – de ex., cu o ridicătură sau groapă mare la ecuator – va radia.
- O supernova va radia, cu excepția cazului în care este puțin probabil ca explozia să fie perfect simetrică.
- Un obiect solid izolat, care nu se rotește, care se mișcă la o viteză constantă, nu va radia. Aceasta poate fi privită ca o consecință a principiului conservării momentului linear.
- Un disc în rotire nu va radia. Aceasta poate fi considerată ca o consecință a principiului conservării momentului unghiular. Cu toate acestea, acesta va arăta efectele gravitometrice.
- O stea sferică cu pulsație sferică (masă sau moment monopol non-zero, dar moment cvadrupol zero) nu va radia, în acord cu teorema lui Birkhoff.
Lasă un răspuns