Twoja wyszukiwarka

MAREK BIESIADA
NA FALACH WSZECHŚWIATA
Wiedza i Życie nr 1/2000
Artykuł pochodzi z "Wiedzy i Życia" nr 1/2000

Choć o falach grawitacyjnych mówi się od osiemdziesięciu lat, nigdy jeszcze nie udało się ich zaobserwować. Wkrótce zostaną jednak uruchomione urządzenia umożliwiające ich bezpośrednią detekcję.

W połowie XX wieku astronomia przeżyła wielką rewolucję: nauczyliśmy się badać Wszechświat za pomocą fal radiowych. Powstanie radioastronomii przyniosło wiele niespodziewanych odkryć (pulsary, kwazary, aktywne jądra galaktyk i mikrofalowe promieniowanie tła). Każde z nich było znaczącym wydarzeniem w historii astrofizyki. U progu nowego tysiąclecia stoimy przed kolejną rewolucją: otwiera się przed nami możliwość badania Wszechświata poprzez bezpośrednie obserwacje fal grawitacyjnych .

Gdy fale grawitacyjne docierają do obiektu materialnego, zaczynają nań działać siły przypływowe (podobne do tych, którymi Księżyc i Słońce działają na oceany ziemskie). Siły te powodują deformację zarówno pojedynczych ciał, jak i ich układów, przy czym wielkość deformacji danego obiektu rośnie z amplitudą padającej nań fali. Dla scharakteryzowania fali podaje się najczęściej jej bezwymiarową amplitudę w miejscu detekcji (nazwą tą określa się stosunek wielkości odkształcenia do pierwotnych rozmiarów obiektu). Typowe fale, które docierają do Ziemi kilka do kilkunastu razy w ciągu roku, zmieniają rozmiary Układu Słonecznego o... jedną stutysięczną milimetra. Ponieważ średnica orbity Plutona jest równa 12 mld km, bezwymiarowa amplituda takiej fali wynosi zaledwie 10-21-10-22.

Ta wręcz niewyobrażalnie mała wielkość odzwierciedla słabość oddziaływania fal grawitacyjnych z materią. Z punktu widzenia obserwatora słabość ta jest zarówno wielką zaletą, jak i źródłem kłopotów. Zaleta polega na tym, że informacja o źródłach fal grawitacyjnych nie może być łatwo zniekształcona. Kłopotów przysparza natomiast proces detekcji fal, którego istotą jest oddziaływanie fali z przyrządem pomiarowym! Słabość oddziaływania fal grawitacyjnych z materią nie powinna jednak zmniejszać wagi faktu, że często powstają one w wyniku gwałtownych zjawisk, podczas których wyzwala się ogromna ilość energii. Strumień energii niesiony przez falę grawitacyjną o częstotliwości 1 kHz i amplitudzie 10-22 wynosi 3.2 x 10-3W/m2. Gdybyśmy zamienili energię takiej fali na światło widzialne, stwierdzilibyśmy, że jest ona dwukrotnie jaśniejsza od Księżyca w pełni. Pamiętając, że źródło fali może znajdować się w galaktyce oddalonej o miliony lat świetlnych, łatwo sobie wyobrazić, jak ogromna ilość energii musi zostać wyzwolona przy jej emisji.

ŹRÓDŁA FAL GRAWITACYJNYCH

Chociaż istnienie fal grawitacyjnych zostało przewidziane w 1918 roku, to jednak długo nie przyciągały one uwagi ani teoretyków, ani eksperymentatorów. Były powszechnie uważane za zbyt słabe, aby mogły mieć jakiekolwiek znaczenie praktyczne. Dopiero po kilkudziesięciu latach uświadomiono sobie, że pewne zjawiska astronomiczne prowadzą do generacji fal grawitacyjnych na tyle silnych, by można było próbować je wykryć.

Pierwsze z tych zjawisk to wybuch supernowej II typu. W dziedzinie fal elektromagnetycznych supernowe są czymś dobrze znanym od czasów starożytnych. Od momentu detekcji neutrin wyemitowanych przez słynną supernową 1987A [patrz: Powrót supernowej, "WiŻ" nr 4/1998] teoria wybuchu supernowej ma silne wsparcie w obserwacjach, chociaż szczegóły procesów zachodzących w głębi wybuchającej gwiazdy ciągle jeszcze kryją wiele niewiadomych.

No dobrze powie ktoś ale gdzie tu jest miejsce na fale grawitacyjne? Otóż podczas wybuchu żelazny rdzeń supernowej, którego masa jest porównywalna z masą Słońca, błyskawicznie kurczy się (kolapsuje) do rozmiarów jądra komety (promień rzędu 10 km). W wielu przypadkach powstała wskutek kolapsu gwiazda neutronowa oddala się od miejsca wybuchu z prędkością 100-200 km/s (rekordzistka w tej konkurencji ma prędkość 1600 km/s). Oznacza to, że siły ściskające rdzeń zazwyczaj nie działają nań ze wszystkich stron jednakowo, wskutek czego nie utrzymuje on symetrii sferycznej. Można wykazać, iż taki niesymetryczny kolaps prowadzi do uwolnienia 10% całkowitej energii wybuchu właśnie pod postacią fal grawitacyjnych.

Supernowa położona w naszej Galaktyce wzbudza na Ziemi falę grawitacyjną o amplitudzie rzędu 10-18, podczas gdy amplituda fali wzbudzonej przez supernową w najbliższej gromadzie galaktyk jest tysiąckrotnie mniejsza. Opierając się na danych historycznych z ostatniego tysiąca lat, można oszacować, że w przeciętnej galaktyce wybucha kilka supernowych na stulecie. Oznacza to, że objąwszy obserwacjami gromadę galaktyk w Pannie, powinniśmy zaobserwować rocznie kilka fal o amplitudach rzędu 10-21-10-22. Detekcja fal grawitacyjnych wzbudzonych przez wybuch supernowej rzuciłaby nowe światło na teoretyczne modele kolapsu i pozwoliłaby lepiej zrozumieć procesy toczące się w nowo powstałych gwiazdach neutronowych. Dzięki obserwacjom fal grawitacyjnych można by również oszacować masę zwartego obiektu utworzonego podczas wybuchu.

Kolejną ważną klasę zjawisk, które spodziewamy się zaobserwować za pomocą detektorów fal grawitacyjnych, stanowią zderzenia zwartych obiektów (pary gwiazd neutronowych, pary czarnych dziur lub mieszanej pary złożonej z gwiazdy neutronowej i czarnej dziury). Na pierwszy rzut oka takie zderzenia wydają się mało prawdopodobne. Wiemy jednak, że w galaktyce istnieją układy podwójne, w których oba składniki są gwiazdami neutronowymi. Zgodnie z ogólną teorią względności, taki układ nieprzerwanie traci swą energię orbitalną wskutek emisji słabych fal grawitacyjnych. Utrata energii powoduje zmniejszanie się odległości między jego składnikami, czemu towarzyszy skracanie się okresu orbitalnego.

Tempo skracania okresu w najdłużej obserwowanych pulsarach podwójnych doskonale zgadza się z przewidywaniami teoretycznymi. Zmierzywszy je, wykryliśmy po raz pierwszy (na razie pośrednio) fale grawitacyjne. Wskutek ich emisji najlepiej zbadany podwójny układ gwiazd neutronowych (PSR 1913+16) za około 108 lat zacieśni swą orbitę do tego stopnia, że jego składniki zderzą się ze sobą. Zgodnie z aktualnymi oszacowaniami, w przeciętnej galaktyce takie zderzenie wydarza się średnio raz na milion lat. Śledząc 200 mln galaktyk znajdujących się w naszym "kosmicznym sąsiedztwie", powinniśmy zatem zaobserwować około 200 zderzeń w ciągu roku.

Układ PSR 1913+16 emituje w tej chwili fale grawitacyjne o częstotliwości 10-4 Hz. W miarę zacieśniania się jego orbity częstotliwość ta będzie coraz szybciej rosła (w ciągu ostatnich 15 min przed zderzeniem gwiazd neutronowych wzrośnie od 10 Hz do około 1000 Hz).

W ostatnich latach zbadano końcowe etapy ewolucji podwójnych gwiazd neutronowych i otrzymano teoretyczny wzorzec fal grawitacyjnych pochodzących z tego typu źródeł. Zderzenia gwiazd neutronowych zamierza się identyfikować poprzez poszukiwanie sygnałów grawitacyjnych zgodnych z owym wzorcem. Obserwacje tego typu mają ważne znaczenie nie tylko dla fizyki gwiazd neutronowych, lecz także dla kosmologii. Okazuje się bowiem, że detekcja fal wyemitowanych podczas zderzeń gwiazd neutronowych otworzy nową możliwość pomiaru stałej Hubble'a jednego z podstawowych parametrów opisujących Wszechświat.

Dzięki dużej czułości konstruowanych obecnie detektorów już za trzy, cztery lata będziemy wykrywać zarówno wybuchy supernowych, jak i zderzenia gwiazd neutronowych. Nieco dłużej przyjdzie poczekać na obserwacje o wiele słabszych, ale za to stałych w czasie źródeł fal grawitacyjnych, takich jak układy podwójne gwiazd czy szybko rotujące gwiazdy neutronowe z niejednorodnymi warstwami powierzchniowymi. Prócz fal z oddzielnych źródeł nasze detektory będą odbierać tzw. grawitacyjne promieniowanie tła. Na owo tło składają się fale z bardzo odległych, zlewających się ze sobą źródeł oraz wypełniające cały Wszechświat fale wyemitowane w pierwszych chwilach po jego narodzinach. Te ostatnie są niezwykle ważne, ponieważ niosą nie zniekształconą informację o stanie Wszechświata na bardzo wczesnych etapach jego ewolucji. Ich detekcja umożliwi bezpośrednią weryfikację teorii kosmologicznych.

DETEKCJA PROMIENIOWANIA GRAWITACYJNEGO

Zarówno ze względu na pochodzenie fal, jak i technikę ich obserwacji cały zakres częstotliwości, w którym generowane są fale grawitacyjne, wygodnie jest podzielić na trzy pasma. Źródłami fal grawitacyjnych wysokiej częstotliwości (od 104 do 1 Hz) są m.in. omówione wyżej wybuchy supernowych i zderzenia gwiazd neutronowych. Pasmo niskiej częstotliwości (od 1 do 10-4 Hz) obejmuje fale grawitacyjne z gwiazdowych układów podwójnych w naszej Galaktyce oraz z hipotetycznych układów podwójnych utworzonych przez supermasywne czarne dziury w innych galaktykach. Fale o bardzo niskich częstotliwościach (10-5-10-18 Hz) są najtrudniejsze do zaobserwowania i w obecnej chwili nie mamy żadnej możliwości ich bezpośredniej detekcji.

Najstarszą grupę urządzeń służących do wykrywania fal grawitacyjnych stanowią detektory rezonansowe (jedyne, które umożliwiają osiągnięcie wysokich czułości w paśmie 103-104 Hz). Technikę rezonansową wprowadził 35 lat temu Joseph Weber i od tego czasu jest ona stale ulepszana. Idea funkcjonowania detektora rezonansowego jest prosta: rolę anteny pełni w nim masywna bryła, która drga (mówiąc obrazowo: dźwięczy jak dzwon, gdy "uderzy w nią" fala grawitacyjna). Drgania te są rejestrowane przez czułe detektory piezoelektryczne. Dla minimalizacji zakłóceń urządzenie jest utrzymywane w temperaturze bliskiej zera absolutnego. Dotychczas używano anten o kształcie walca. W fazie planowania znajdują się anteny o kształtach zbliżonych do kuli (np. amerykański detektor TIGA - Truncated Icosahedron Gravitational Antenna będzie miał antenę o kształcie wielościanu złożonego z pięcio- i sześciokątów foremnych.

W ramach programu EXPLORER działa obecnie cała sieć cylindrycznych anten grawitacyjnych pracujących w temperaturze 3 K. Są one utrzymywane przez uniwersytet w Rzymie i Uniwersytet Stanu Luizjana (walce aluminiowe) oraz uniwersytet w Perth w Australii (walec niobowy). Sieć może odbierać fale o amplitudzie 6x10-19; jest więc jeszcze co najmniej o dwa, trzy rzędy wielkości za mało czuła, aby obserwować źródła pozagalaktyczne. Tym niemniej może się zdarzyć, że w najbliższych latach nastąpi wybuch galaktycznej supernowej, który da sygnał na poziomie 10-19. Zjawisko takie na pewno nie umknie uwadze naukowców. W budowie są już dwa włoskie detektory rezonansowe następnej generacji, które mają pracować w temperaturze 0.05 K: NAUTILUS (uniwersytet w Rzymie) i AURIGA (uniwersytet w Legarno). Masy ich cylindrycznych anten będą wynosiły kilka ton, a ich oczekiwana czułość ma umożliwić detekcję fal o amplitudach 10-20. Planowane anteny typu TIGA mają mieć masy rzędu 100 t i temperaturę pracy 0.01-0.05 K. Szacuje się, że będą mogły wykrywać fale o amplitudzie 10-21.

Na zupełnie innej zasadzie działa detektor interferometryczny , w którym antenami są bazy interferometrów laserowych. Interferometry te mierzą względne odległości czterech masywnych przedmiotów umieszczonych na końcach dwóch prostopadłych do siebie odcinków tworzących literę "L". Masywne elementy detektora (tzw. lustra) są wykonane z przezroczystego materiału krzemionkowego i umocowane na podwieszkach antywibracyjnych. Współczesny stan zaawansowania laserowych technik interferometrycznych pozwala mierzyć długości ramion z dokładnością L=10-16 cm. Powiedzmy, że zamierzamy obserwować źródła fal grawitacyjnych o amplitudzie 10-21-10-22. Wynika stąd, że aby je wykryć, musimy użyć interferometru z ramionami długości 1-10 km. Urządzenia o takich rozmiarach są już w budowie.

W 2000 roku mają rozpocząć pracę dwa zestawy detektorów interferometrycznych: amerykański LIGO (ang. Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory) i francusko-włoski VIRGO (łacińska nazwa gwiazdozbioru Panny, w którym znajduje się najbliższa duża gromada galaktyk). Projekt LIGO, koordynowany przez zespół z California Institute of Technology, obejmuje dwa urządzenia interferometryczne o ramionach długości 4 km, umieszczone w Hanford w stanie Washington (północno-zachodnie wybrzeże USA) oraz w Livingstone w stanie Luizjana (południowy wschód USA). W ramach projektu VIRGO powstaje w Pizie detektor z ramionami długości 3 km. Ponadto w ramach brytyjsko-niemieckiego projektu GEO600 budowany jest 600-metrowy detektor interferometryczny w pobliżu Hanoweru, zaś w ramach japońskiego projektu TAMA 300-metrowy detektor w Tokio.

Planowane są już także obserwacje fal grawitacyjnych o niskiej częstotliwości (10-4 Hz-1 Hz) wykorzystujące technikę satelitarną. Projekt LISA (ang. Laser Interferometer Space Antenna) przewiduje budowę orbitalnego interferometru laserowego utworzonego z satelitów skonstruowanych tak, aby zminimalizować zakłócenia pochodzące od wiatru słonecznego i ciśnienia promieniowania Słońca. Satelity zostałyby umieszczone przez rakietę Ariane na orbicie heliocentrycznej pokrywającej się z orbitą Ziemi. W ruchu rocznym wokół Słońca podążałyby w odległości 20° za Ziemią, gdzie tworzyłyby równoramienny trójkąt (po dwa satelity w każdym wierzchołku) o boku 5 mln km i płaszczyźnie nachylonej pod kątem 60° do orbity Ziemi.

Długości fal elektromagnetycznych są znacznie mniejsze od rozmiarów ich źródeł, takich jak galaktyki, gwiazdy, obłoki gazu czy dyski protoplanetarne. Dlatego też za pomocą fal elektromagnetycznych otrzymujemy wyraźne obrazy źródeł. Fale grawitacyjne, których długości są na ogół większe od rozmiarów źródeł, nie dają takich możliwości. Niektóre z konstruowanych obecnie urządzeń umożliwiają za to jednoczesną rejestrację dwóch rozmaicie spolaryzowanych składowych fali, który to proces ma dość bliską analogię ze stereofonicznym zapisem dźwiękowym. Zamiast sporządzać grawitacyjne podobizny źródeł, będziemy więc dokonywać stereofonicznego zapisu ich aktywności. Porównanie to, nawiązujące do percepcji zmysłami wzroku i słuchu, dobitnie obrazuje znaczenie rozwoju astronomii fal grawitacyjnych dla poznania Wszechświata. Już niebawem będziemy go mogli nie tylko oglądać, lecz także nasłuchiwać.

Natura fal grawitacyjnych

W Newtonowskim obrazie świata siła grawitacji zakrzywia tor ruchu planety i sprawia, że krąży ona wokół Słońca po orbicie zamkniętej. W ogólnej teorii względności Einsteina grawitacja jest interpretowana jako odkształcenie czasoprzestrzeni wywołane obecnością materii i energii. Według Einsteina, na planetę nie działa żadna siła, a jej ruch wokół Słońca jest ruchem swobodnym. Zakrzywienie czasoprzestrzeni w okolicy Słońca powoduje jednak, że ruch swobodny przestaje być ruchem prostoliniowym: najkrótsza droga łącząca dwa punkty, tzw. linia geodezyjna, jest pewną krzywą (w tym przypadku po prostu orbitą planety).

Zaakceptowawszy Einsteinowski opis grawitacji, można sobie już łatwo wyobrazić fale grawitacyjne. Otóż, ruch masywnego ciała będzie powodował zmienną w czasie deformację czasoprzestrzeni. Deformacja ta może w pewnych warunkach rozprzestrzeniać się jako odkształcenie rozchodzące się od źródła z prędkością światła. Jest to zjawisko analogiczne do fal elektromagnetycznych, które powstają wskutek przyspieszonego ruchu ładunków elektrycznych. Należy jednak pamiętać, że między falami elektromagnetycznymi i falami grawitacyjnymi występują też istotne różnice, wynikające choćby z faktu istnienia różnoimiennych ładunków elektrycznych w kontraście do uniwersalnie jednoimiennego "ładunku" grawitacyjnego (czyli masy). Poza tym fale elektromagnetyczne są oscylacjami pola elektromagnetycznego rozprzestrzeniającymi się w czasoprzestrzeni, podczas gdy fale grawitacyjne są zaburzeniami samej czasoprzestrzeni.

Droga do supernowej

Życie gwiazdy jest historią zmagania się dwóch przeciwstawnych sił: ściskającej samograwitacji oraz rozdymającego ciśnienia, które jest utrzymywane na wysokim poziomie przez toczące się w głębi gwiazdy reakcje termojądrowe. Początkowo gwiazda wypala swe termojądrowe paliwo w cyklu reakcji przekształcających wodór w hel, przy czym w jej wnętrzu powstaje rdzeń złożony z niemal czystego helu. Po całkowitym wyczerpaniu wodoru helowy rdzeń kurczy się dopóty, dopóki jego temperatura nie wzrośnie do poziomu umożliwiającego rozpoczęcie przemiany helu w węgiel. Cykl "wypalanie starego paliwa-kurczenie się wypalonego rdzenia-zapłon nowego paliwa" powtarza się aż do chwili, w której gwiazda wytworzy rdzeń zbudowany z pierwiastków grupy żelaza.

W takim rdzeniu żadne reakcje syntezy zajść już nie mogą, a jego kurczenie się przechodzi w gwałtowną zapaść (kolaps), podczas której gęstość materii staje się porównywalna z gęstością jądra atomowego. Jądra wszystkich pierwiastków rozpadają się na pojedyncze nukleony. Pod niewyobrażalnie wielkim ciśnieniem elektrony zostają "wtłoczone" do protonów i zwykła materia przemienia się w materię złożoną niemal wyłącznie z neutronów. Wydzielają się przy tym olbrzymie ilości neutrin. Powstanie materii neutronowej "usztywnia" rdzeń, wskutek czego spadająca nań materia z zewnętrznych warstw gwiazdy "odbija się" i zostaje odrzucona w przestrzeń międzygwiazdową. Dochodzi do potężnego wybuchu, który jest wyraźnie widoczny nawet w odległych galaktykach. Podczas wybuchu żelazny rdzeń przekształca się w jeden z końcowych produktów ewolucji gwiazd: gwiazdę neutronową lub czarną dziurę. Całe zjawisko nosi w astronomii nazwę wybuchu supernowej II typu (lub po prostu supernowej II typu).

Schemat działania detektora interferometrycznego

Źródłem światła jest laser. Wiązka laserowa jest rozszczepiana na dwie wiązki rozchodzące się we wzajemnie prostopadłych kierunkach wzdłuż ramion detektora. Długość ramion jest całkowitą wielokrotnością długości fal światła laserowego. Na przejście fali grawitacyjnej reagują masywne elementy detekcyjne (lustra). Zewnętrzne ściany luster pokrywa warstwa przeciwodbiciowa, ściany wewnętrzne zaś - materiał dielektryczny o wysokim współczynniku odbicia. Lustra umieszczone na końcowych elementach ramion mają większy współczynnik odbicia niż lustra w elementach narożnych (w miejscu zetknięcia się ramion). Tak więc światło, które przewędrowało przez ramiona detektora, częściowo powraca w kierunku źródła, gdzie obie wiązki interferują ze sobą, a ich natężenie jest mierzone przez fotoelement. Fala grawitacyjna powoduje zmianę długości ramion interferometru L1 i L2. Pociąga to za sobą zmianę fazy interferujących ze sobą wiązek i zmianę intensywności światła padającego na fotoelement. Natężenie światła padającego na fotoelement jest więc zależne od amplitudy fali grawitacyjnej.

Szumy detektorów

Zarówno detektory rezonansowe, jak i interferometryczne są podatne na różnego rodzaju zakłócenia (tzw. szumy). Podstawowe ich źródło to drgania skorupy ziemskiej, które można ograniczyć dzięki odpowiedniej amortyzacji układu zawieszenia masywnych elementów detektora (stosuje się w tym celu warstwowe kompozycje stali i gumy). Jak wiadomo, w każdej różnej od zera absolutnego temperaturze atomy i cząsteczki wykonują ruchy termiczne, których energia kinetyczna jest proporcjonalna do temperatury. Ponieważ w procesie detekcji fal grawitacyjnych dąży się do niewyobrażalnej wręcz precyzji pomiaru, drgania termiczne atomów detektora, jak również efekt bombardowania powierzchni detektora przez cząsteczki powietrza, uniemożliwiają rejestrację fal grawitacyjnych w temperaturze pokojowej.

Wibracje termiczne elementów masywnych i ich zawieszeń redukuje się dzięki utrzymywaniu w komorze detektora niskich temperatur i wysokiej próżni. Niemożliwe do uniknięcia są natomiast epizody nagłego wyzwalania się naprężeń w zawieszeniu - stanowią one źródło sygnału imitującego efekt fali grawitacyjnej od zderzających się gwiazd neutronowych. Dlatego też wykrywanie owych zderzeń będzie możliwe dopiero na drodze korelacji sygnału z co najmniej dwóch detektorów. Innym nieusuwalnym źródłem zakłóceń jest korpuskularna natura światła: fotony docierające do fotoelementu w odbiorniku światła laserowego nigdy nie bombardują go równomiernie. Powstające przy tym drobne wahania sygnału elektrycznego maskują sygnały generowane przez fale grawitacyjne.

Dr Marek Biesiada pracuje w Zakładzie Astrofizyki i Kosmologii Instytutu Fizyki Uniwersytetu Śląskiego. Zajmuje się nieliniowymi aspektami ogólnej teorii względności oraz kosmologicznymi konsekwencjami detekcji fal grawitacyjnych