Fale grawitacyjne

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacji, wyszukiwania
Ujednoznacznienie Ten artykuł dotyczy teorii względności. Zobacz też: fala grawitacyjna (mechanika cieczy).
Fale grawitacyjne wytwarzane przez układ dwóch bardzo szybko orbitujących wokół siebie obiektów (gwiazd neutronowych, białych karłów, czarnych dziur)
Ogólna teoria względności
G_{\mu \nu} + \Lambda g_{\mu\nu} = {8\pi G\over c^4} T_{\mu \nu}\,
Równanie Einsteina
Wstęp
Aparat matematyczny

Fale grawitacyjne w ogólnej teorii względności – przemieszczająca się z prędkością światła zmarszczka w czasoprzestrzeni. W mechanice nierelatywistycznej fala ta objawia się jako rozchodzące się drgania pola grawitacyjnego. Źródłem fal grawitacyjnych jest ciało poruszające się z przyspieszeniem. Do uzyskania obserwowalnych efektów ciało musi mieć bardzo duże przyspieszenie i ogromną masę. Obiekt emitujący fale traci energię, która unoszona jest w postaci promieniowania. Kwantem promieniowania grawitacyjnego jest grawiton, hipotetyczna cząstka.

Podstawy teoretyczne[edytuj | edytuj kod]

Istnienie fal grawitacyjnych wynika z ogólnej teorii względności sformułowanej przez Alberta Einsteina, której równania są nieliniowe, co powoduje:

W związku z tym, opisując na przykład ruch dwóch czarnych dziur w układzie podwójnym, nie można sprowadzić go do zagadnienia dwóch ciał, jak w mechanice klasycznej. Nie jest możliwe w szczególności wyodrębnienie horyzontów składników układu w każdej chwili czasu i konieczne jest skonstruowanie rozwiązania dla całej czasoprzestrzeni równocześnie. Dodatkowo, na dynamikę układu, oprócz mas składników, mają wpływ również ich wektory momentu pędu.

W procesie spiralowania i zlewania się czarnych dziur można wyróżnić trzy etapy. Pierwszy z nich, gdy separacja składników jest spora, można opisać stosując przybliżenie postnewtonowskie. Gdy składniki zbliżą się do siebie na tyle, że powstaje z nich jeden, bardzo niesymetryczny obiekt, przybliżenie to przestaje działać. Konieczne są wówczas zaawansowane obliczenia numeryczne. Końcowym etapem jest powstanie jednej rotującej czarnej dziury, która jest opisana metryką Kerra. Wysyłane przez nią fale, powstające wskutek spowalniania rotacji, modeluje się, używając rachunku perturbacyjnego[1]. Sytuacja komplikuje się, jeśli jednym ze składników jest gwiazda neutronowa, gdyż na emisję fal grawitacyjnych ma bardzo silny wpływ równanie stanu materii gęstej w gwieździe[2].

Dowód pośredni[edytuj | edytuj kod]

Dla słabych fal grawitacyjnych nieliniowe równania dają się aproksymować do postaci liniowej ogólnej teorii względności. Obliczenia stają się wtedy dużo prostsze, co pozwoliło na symulację wpływu fal grawitacyjnych na gwiazdy neutronowe. Okazało się, że dwa bardzo szybko obiegające się obiekty będą zwalniać na skutek emisji energii w postaci fal grawitacyjnych. Zjawisko to zostało pośrednio zaobserwowane przez Russella Hulse'a oraz Josepha Taylora podczas badań PSR B1913+16. Pomiary ruchu dwóch gwiazd neutronowych dokładnie pokryły się z przewidywaniami ogólnej teorii względności. Obaj naukowcy za swoje odkrycie otrzymali w 1993 roku nagrodę Nobla w dziedzinie fizyki.

W roku 1999 opublikowano wyniki obserwacji satelity ROSAT. Odkrył on źródło promieniowania rentgenowskiego, które oznaczono jako J0806. Późniejsze obserwacje wykazały, że jest to jeden obracający się lub dwa orbitujące wokół siebie białe karły. W okresie od 6 stycznia do 22 listopada roku 2004 rentegenowski teleskop kosmiczny Chandra wykonał szereg obserwacji J0806 w zakresie miękkich promieni X. Określono częstotliwość zmian promieniowania na 3,1101380±0,0000000006×10-3 Hz. Astronomowie postawili hipotezę, według której J0806 to układ dwóch niezwykle bliskich sobie białych karłów, które okrążają się co 5 min 21,53 s. Odległość między nimi oszacowano na 80 000 km, czyli zaledwie czwartą część odległości między Ziemią a Księżycem. Prędkość orbitalna białych karłów została określona w przybliżeniu jako 800 km/s, a ich masa jako połowa masy Słońca. Tak szybki ruch dwóch bardzo ciężkich obiektów we wspólnym polu grawitacyjnym powinien prowadzić do utraty energii mechanicznej w postaci fal grawitacyjnych. Dokładne pomiary wykazały, że częstotliwość zmian natężenia promieniowania rentgenowskiego zmniejsza się w ciągu każdej sekundy o 3,77±0,8×10-16 Hz. W ciągu tysiąca lat okres obiegu zmniejsza się o około 1,23 s. Moc emitowanej w postaci fal grawitacyjnych energii oszacowano na 1,5 ×1032 W. Energia fal grawitacyjnych emitowanych w ciągu sekundy przez układ J0806 jest 400 000 razy większa niż cała energia wytwarzana w tym samym czasie przez Słońce. Obiekt J0806 znajduje się zaledwie 1600 lat świetlnych od Ziemi, co czyni go jednym z najłatwiejszych do wykrycia źródeł fal grawitacyjnych w naszym kosmicznym sąsiedztwie. W roku 2014 agencje NASA i ESA zamierzają razem wystrzelić zespół sond LISA. Będą one poszukiwać fal grawitacyjnych. Ich czułość powinna pozwolić na wykrycie zmarszczek czasoprzestrzeni wytwarzanych w układzie J0806, co może potwierdzić hipotezy astronomów.

Próby obserwacji[edytuj | edytuj kod]

Do chwili obecnej nikomu nie udało się odebrać fal grawitacyjnych z kosmosu. Jeżeli przez naszą planetę przeniknie taka fala, spowoduje to chwilowe rozciągnięcie i skurczenie się wszystkich obiektów. Dla przewidywalnych teoretycznie fal wartości odkształcenia obiektu o długości 400 km są mniejsze niż 10-19 m. Tak małe wartości niesamowicie utrudniają detekcję fal grawitacyjnych, a bez tego pomiaru nie można być do końca pewnym ich istnienia. Jednak dzięki zastosowaniu interferometru laserowego możliwe jest zbudowanie detektora fal grawitacyjnych.

Kosmiczne źródła fal grawitacyjnych[edytuj | edytuj kod]

Źródłami fal grawitacyjnych mogą być przede wszystkim układy podwójne gwiazd zawierające składniki zwarte: gwiazdy neutronowe i czarne dziury. Zlewające się ze sobą pary takich gwiazd są prawdopodobnie powiązane z niektórymi krótkotrwałymi błyskami gamma. Pary supermasywnych czarnych dziur mogą występować w jądrach galaktyk aktywnych - przykładem może być NGC 6420 zaobserwowana przez satelitę Chandra[3], a także blazar OJ 287. Etapem poprzedzającym powstanie podwójnego jądra w galaktyce jest zderzenie galaktyk, a przykłady par, w których takie zjawisko prawdopodobnie nastąpi za wiele milionów lat, można znaleźć w Atlasie Osobliwych Galaktyk.

Ilość tego typu źródeł próbuje się podawać statystycznie. Przykładowo liczba zlewających się par gwiazd neutronowych w promieniu 200 Mpc od Ziemi została oszacowana na kilkadziesiąt rocznie[4]. Pary czarnych dziur mają największą szansę powstania wewnątrz gromad kulistych wskutek silnej segregacji masy w tych obiektach[5].

Rozważa się również pary "mieszane", czyli takie, w których stosunek mas jest bardzo duży: supermasywna czarna dziura w centrum galaktyki może pochwycić gwiazdę lub czarną dziurę o masie gwiazdowej. W ostatnim wypadku, zlaniu się czarnych dziur nie będzie towarzyszył rozbłysk promieniowania, a jedynie silny sygnał fali grawitacyjnej[6].

Innym źródłem fal grawitacyjnych może być dynamiczna ekspansja młodego wszechświata (tzw. pierwotne fale grawitacyjne). Powstałe w ten sposób tło zawierałoby fale, których długość zostałaby rozciągnięta aż do naszego obecnego horyzontu kosmicznego. Pierwotne fale grawitacyjne zostawiłyby pośrednie sygnatury, które mogą się pojawić w mapach CMB. Pierwotna masa oraz fluktuacje gęstości energii rosną w kierunku stworzenia struktur kosmologicznych produkując tym samym obserwowalne w CMB anizotropie temperaturowe. Natomiast pierwotne fale grawitacyjne wytwarzałyby nie tylko anizotropie temperaturowe lecz także charakterystyczny sygnał, który mógłby być wykryty przy pomocy bardzo czułych instrumentów[7].

W marcu 2014 naukowcy z Harvard Smithsonian University Centre for Astrophysics ogłosili zaobserwowanie fal grawitacyjnych przy pomocy teleskopu BICEP (konkretnie zniekształceń polaryzacji światła pochodzącego z pierwszych chwil po wielkim wybuchu, które dowodzi istnienia fal grawitacyjnych).

Prawdopodobny dowód bezpośredniej obserwacji[edytuj | edytuj kod]

W 1987 roku została zaobserwowana supernowa w Wielkim Obłoku Magellana (SN 1987A), której fale grawitacyjne zostały rzekomo zarejestrowane przez Joe Webera (amerykańskiego fizyka pracującego na Uniwersytecie Maryland).

Według odkrywcy jego aparatura wykryła fale grawitacyjne w dokładnie tym samym momencie, kiedy ta supernowa została zaobserwowana. Jednak jego rezultaty nie zostały zaakceptowane ponieważ wyliczenia naukowców sugerowały powstanie zbyt słabych fal grawitacyjnych w porównaniu z czułością aparatury Webera.

Jednak jak twierdzi Asghar Qadir (fizyk pracujący na Uniwersytecie w Rawalpini w Pakistanie), odkrycie Joe Webera powinno być ponownie rozpatrzone, ponieważ prognozowanie siły fal grawitacyjnych nie jest łatwe i do niedawna tylko efekty pierwszego rzędu były brane pod uwagę. Asghar Qadir ze swoimi współpracownikami twierdzą, że w szczególnych okolicznościach efekty drugiego rzędu mogą wzmocnić fale grawitacyjne. Takie wzmocnienie może się tylko zdarzyć w przypadku pewnej asymetrii zdarzenia będącego źródłem fal, kiedy te ostatnie mogą być wzmocnione nawet o rząd 10^4.

Asghar Qadir zwraca także uwagę, że supernowa SN 1987A jest asymetryczna dokładnie w sposób wymagany do powstania takiego wzmocnienia. Tak więc, jeśli SN 1987A była źródłem fal grawitacyjnych, Weber mógłby być zdolny wykryć takie fale swoją aparaturą[8].

Hipoteza nadprzewodników[edytuj | edytuj kod]

Na początku roku 2002 Raymond Y. Chiao z Uniwersytetu w Princeton zaproponował hipotezę, według której nadprzewodnik jest w stanie przekształcić odpowiedni rodzaj promieniowania mikrofalowego w fale grawitacyjne. Naukowiec stwierdził, że możliwe jest również odwrotne przekształcenie. Fale grawitacyjne mogą wywołać w nadprzewodniku emisję promieniowania elektromagnetycznego. Hipoteza Chiao opiera się na założeniu, że fale grawitacyjne opisują zależności zbliżone do równań Maxwella.

Prowadzone są eksperymenty, które obalą lub potwierdzą tę hipotezę. Jeżeli okaże się ona prawdziwa, to fale grawitacyjne mogą pozwolić na przekazywanie informacji przez środek Ziemi, ponieważ zwykła materia prawie ich nie pochłania. Jednak ich detektorem może być tylko nadprzewodnik schłodzony do bardzo niskiej temperatury, co na pewno utrudni zastosowanie fal grawitacyjnych do komunikacji.

Analizy statystyczne[edytuj | edytuj kod]

W listopadzie 2002 roku zespół badawczy z Włoch pracujący w Narodowym Instytucie Fizyki Nuklearnej (Istituto Nazionale di Fisica Nucleare) oraz na Uniwersytecie Rzymskim przeprowadził statystyczną analizę danych ze wszystkich detektorów. Może być ona traktowana jako pośredni dowód na detekcję fal grawitacyjnych. Obliczenia wykazały, że najsilniejsze fale grawitacyjne docierają do nas z centrum Drogi Mlecznej.

Zobacz też[edytuj | edytuj kod]

Przypisy

  1. S.A. Hughes, Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics, 2009, 47, 107
  2. Shibata M., Kyutoku K., 2010, Progress of Theoretical Physics Supplement, 186, 17-25
  3. Komossa S., i in. 2003, Astrophysical Journal, 582, 15
  4. Kalogera i in. 2007, Physical Reports, 442, 75
  5. Portegies -Zwart i McMillan 2000, Astrophysical Journal, 528, 17
  6. Menou K. i in. 2008, New Astronomy Reviews, 51, 884
  7. Lawrence Krauss, Scott Dodelson, Stephan Meyer: Primordial Gravitational Waves and Cosmology, arxiv.org: 1004.2504
  8. Were gravitational waves first detected in 1987?. [dostęp 2009-03-05].

Bibliografia[edytuj | edytuj kod]

  • T.E. Strohmayer, Precision X-ray Timing of RX J0806.3+1527 with CHANDRA: Evidence for Gravitional Radiation from Ultracompact Binary 6 kwietnia 2005 arXvi PDF
  • E. Hupp, S. Roy, M. Watzke NASA Sees Orbiting Stars Flooding Space With Gravitational Waves 31 maja 2005 Strona NASA HTML

Linki zewnętrzne[edytuj | edytuj kod]

Wikimedia Commons