LIGO

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacja, szukaj
Centrum sterowania detektora w Hanford
Zachodnia odnoga detektora LIGO w Hanford
Schemat budowy detektora

LIGO (skrót od Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory – czyli Laserowe Obserwatorium Interferometryczne Fal Grawitacyjnych) – detektor fal grawitacyjnych, grawitonów, bazujący na zasadzie interferometru Michelsona. LIGO jest wspólnym przedsięwzięciem naukowców z MIT, Caltech i wielu innych szkół wyższych i uniwersytetów. Cały projekt jest sponsorowany przez National Science Foundation. Pomysł budowy detektora powstał w 1992, a jego pomysłodawcami byli Kip Thorne i Ronald Drever z Caltech oraz Rainer Weiss z MIT. Budowę rozpoczęto w 1996, a zakończono cztery lata później, natomiast pierwszych badań naukowych dokonano w 2002. Koszt budowy wyniósł 365 mln USD (według kursu z 2002 roku)[1].

Budowa i zasada działania[edytuj | edytuj kod]

Obserwatorium LIGO to nie jedna, lecz dwie identyczne instalacje, oddalone od siebie o ponad 3 tys. kilometrów. Jedna z nich znajduje się w Hanford, w pobliżu Richland w stanie Waszyngton, a druga w Livingston w stanie Luizjana. Instalacja, która z góry wygląda jak litera L, to dwie rury o długości 4 km każda i stykające się pod kątem prostym. Każde z ramion detektora zbudowane jest z betonowej rury o średnicy 2 m, w której wnętrzu znajduje się druga rura ze stali nierdzewnej, w której panuje niemal zupełna próżnia. W miejscu w którym rury się łączą umiejscowiony jest laser oraz rozdzielacz wiązki świetlnej. Dzięki rozdzielaczowi wiązka lasera zostaję rozdzielona i skierowana do obu ramion w tym samym czasie. Wiązki docierają do zwierciadeł umieszczonych na końcu każdej z rur. Aby osiągnąć maksymalną dokładność pomiaru promienie są odbijane tam i z powrotem około 100 razy, po czym zostają skierowane do fotodetektora. Następnie komputer porównuje obie wiązki lasera zarejestrowane w fotodetektorze i dzięki zjawisku interferencji wylicza różnicę dróg przebytych przez obydwie wiązki. Drogi te teoretycznie powinny być identyczne, ale jeżeli w czasie pomiaru przez Ziemię przejdzie fala grawitacyjna, wtedy jedno z ramion detektora będzie nieco dłuższe, co spowoduje, że jedna z wiązek dotrze do fotodetektora z niewielkim opóźnieniem. Trudność w detekcji fal grawitacyjnych polega na tym, że nawet największe przewidywane zaburzenia czasoprzestrzeni mogą zmienić długość ramion detektora o mniej niż jedną tysięczną część średnicy protonu. Dla porównania – to mniej więcej tak, jakby mierzyć zmiany średnicy Drogi Mlecznej (średnica około 100 tys. lat świetlnych) z dokładnością do jednego metra.

Największym problemem przy projektowaniu i budowie LIGO było opracowanie sposobu na uniknięcie niepożądanych zakłóceń podczas pomiarów, szczególnie wszelkiego typu drgań i zakłóceń, których źródłem mogą być wstrząsy sejsmiczne, przelot w pobliżu laboratorium samolotu lub ciężkie roboty budowlane w okolicy. Każde z tych zakłóceń musi być wyeliminowane, aby pomiar był wiarygodny. W tym celu opracowano szereg systemów tłumiących drgania oraz specjalne programy komputerowe, które potrafią porównać i oddzielić szum informacyjny od wyników badań. Lecz najważniejszym rozwiązaniem konstrukcyjnym był pomysł, aby wybudować nie jeden, ale dwa oddalone od siebie identyczne instrumenty. Ma to ogromne znaczenie, gdyż nawet kiedy w jednym LIGO dojdzie do niepożądanych zakłóceń pochodzenia ziemskiego, to drugi instrument oddalony o 3 tys. kilometrów nie zostanie zakłócony. Natomiast, gdy przez Ziemię przejdzie z prędkością światła fala grawitacyjna, wywoła zmiany, które zajdą tuż po sobie w obydwu ośrodkach.

Cele naukowe[edytuj | edytuj kod]

Zmarszczki czasoprzestrzeni generowane przez szybkie okrążanie się dwóch masywnych obiektów, np. gwiazd lub czarnych dziur
Symulacja łączenia się czarnych dziur – jedno ze zjawisk, które wytwarza najsilniejsze fale grawitacyjne
Wykres porównujący zakres czułości detektorów LIGO i LISA
Wikimedia Commons

Podstawowym celem LIGO jest zaobserwowanie i próba lokalizacji źródeł fal grawitacyjnych, które powodują zmarszczki czasoprzestrzeni. Twórcą teorii opisującej fale grawitacyjne jest Albert Einstein, który tworząc ogólną teorię względności przewidział w swoich równaniach, że na skutek ruchu obiektów obdarzonych masą w przestrzeni powinny rozchodzić się fale grawitacyjne, czyli zaburzenia czasoprzestrzeni. Im większa masa i szybszy ruch, tym większe zaburzenia przestrzeni oraz łatwiejsze do obserwacji przez naziemne detektory typu LIGO. Falowe zmiany pola grawitacyjnego pierwszy próbował zarejestrować fizyk amerykański Joseph Weber w latach 60. XX wieku. Budował on aluminiowe cylindry obłożone detektorami, lecz ich czułość była zbyt niska i nigdy nie zostały wprawione w drgania, co miało być dowodem na istnienie fal. Dzisiaj istnienie fal grawitacyjnych nie budzi już wątpliwości, gdyż zostały udowodnione pośrednio przez dwóch radioastronomów w 1974 roku. Joseph Taylor i Russel Hulse obserwując dwa okrążające się pulsary PSR B1913+16, stwierdzili, że układ ten powoli traci energię wywołując zaburzenia czasoprzestrzeni, co jest zgodne z ogólną teorią względności. Za to odkrycie otrzymali w 1993 Nagrodę Nobla[2].

Badanie Wszechświata przy pomocy detektorów fal grawitacyjnych to zupełnie nowa dziedzina badań astronomicznych oraz uzupełnienie obserwacji prowadzonych obecnie – poprzez obserwacje promieniowania elektromagnetycznego (w całym zakresie) oraz detektory neutrin. Rejestrując fale grawitacyjne, możliwa jest obserwacja największych kosmicznych zjawisk: zderzeń gwiazd neutronowych, czarnych dziur lub wybuchów supernowych.

Przyszłość[edytuj | edytuj kod]

W 2008 podjęto decyzję o udoskonaleniu instrumentu w celu zwiększenia jego czułości 10–krotnie. Zakończenie prac i przygotowanie LIGO 2 do ponownych badań ma potrwać do 2014 roku[3]. Pomimo zaawansowanej aparatury, która jest zainstalowana na LIGO 1, naukowcy nie zarejestrowali sygnału, który ze 100–procentową pewnością mógłby doświadczalnie potwierdzić istnienia zaburzeń pola grawitacyjnego. Naukowcy twierdzą, iż było to spowodowane zbyt małą czułością zainstalowanej aparatury badawczej, gdyż była to pierwsza wersja testowa instrumentu. Problemy te ma przełamać kolejna, udoskonalona wersja LIGO.

LIGO to niejedyny instrument tego typu. Obecnie działają m.in. GEO 600, VIRGO, a w fazie projektów pozostają AIGO, LCGT. Zaawansowane prace trwają również nad detektorem LISA, który zostanie umieszczony w przestrzeni kosmicznej, a rozpoczęcie obserwacji planowane jest najwcześniej na rok 2018.

Zobacz też[edytuj | edytuj kod]

Przypisy

  1. LIGO: The Shakedown Continues
  2. Tomasz Kwast: LIGO – nadzieja na detekcję fal grawitacyjnych (pol.). [dostęp 2010-07-15]. s. 1.
  3. Jonathan Amos: Gravity 'ripples' hunt upgraded (ang.). 2008-04-16. [dostęp 2010-07-15].

Bibliografia[edytuj | edytuj kod]

  • Tomasz Rożek. Wąchanie Wszechświata. „Numer specjalny "Wiedzy i życia" – Tajemnice Wszechświata”. Prószyński Media. ISSN 0137-8929 (pol.). 

Linki zewnętrzne[edytuj | edytuj kod]