Come catturare un’onda gravitazionale

Nel 2015 è stato rilevato per la prima volta il segnale debolissimo di un’onda gravitazionale che attraversava il cosmo. Previsto un secolo fa da Albert Einstein, questo primo rilevamento delle onde gravitazionali ha segnato il culmine di decenni di lavoro sperimentale e teorico e anche l’inizio di una nuova entusiasmante era in cosmologia.

Quindi, cosa sono le onde gravitazionali e perché le stiamo rilevando? Le onde gravitazionali sono increspature nello spazio-tempo prodotte da una massa che accelera. In effetti sono l’equivalente gravitazionale delle onde elettromagnetiche  e come queste, viaggiano alla velocità della luce.

onde gravitazionali
Onde gravitazionali

Il motivo per cui questi segnali elusivi sono così difficili da rilevare è dovuto al fatto che i loro effetti sono molto lievi: solo una piccola distorsione nello spazio-tempo, anche quando l’evento che li produce è imponente come la collisione di due buchi neri. Questa distorsione significa che la distanza tra due punti sulla Terra sarà allungata o schiacciata di una piccolissima frazione quando viene attraversata da un’onda gravitazionale.  “Piccolo” significa un fattore di 10-21 m grosso modo è paragonabile al diametro di un atomo rispetto alla distanza tra la Terra e il Sole.

Sin dai primi anni ’60, fisici, ingegneri e tecnici di tutto il mondo hanno contribuito a questa sfida, costruendo una serie di strumenti dedicati alla rilevazione di onde gravitazionali, tra cui LIGO, Virgo e GEO600. In questo articolo, ci concentriamo sullo strumento Virgo, ma il principio di funzionamento si applica anche agli altri rivelatori, tutti componenti di una rete internazionale che è molto più potente di qualsiasi singolo rivelatore. Infatti, l’analisi dei dati del 2015 comprendente i primi rilevamenti è stata condotta congiuntamente dagli scienziati del LIGO e Virgo, che lavorano in collaborazione.

Misurare con la luce

Il disegno di Virgo è basato su un dispositivo chiamato interferometro di Michelson: fu usato per la prima volta nel 1887 dai fisici Albert Michelson ed Edward Morley in un famoso esperimento per cercare variazioni nella velocità della luce causate dall’ipotetico etere (Figura 1).

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Figura 1: interferometro di Michelson: il design di base del rivelatore Virgo. 1: fonte di luce; 2: divisore di fascio; 3: raggi ad angolo retto; 4: specchi per riflettere i raggi indietro lungo gli stessi percorsi; 5: raggi di ritorno che si mescolano di nuovo allo splitter; 6: rivelatore.  LIGO / T Pyle

Qui, la luce proveniente da una singola sorgente viene divisa in due fasci che viaggiano lungo percorsi perpendicolari e vengono quindi riflessi dagli specchi per poi ricombinarsi. Se c’è una variazione nella lunghezza del percorso di un fascio di luce (come quando passa un’onda gravitazionale), questo cambierà leggermente il suo tempo di percorrenza, e quindi noteremo uno sfasamento dei due raggi. Questo sfasamento influisce sul modo in cui i due fasci interagiranno quando si incontrano al loro ritorno, il che a sua volta influisce sulla potenza misurata all’uscita del rivelatore.

Virgo: superare le sfide

Con Virgo, il design di base dell’interferometro di Michelson è stato reso molto più complesso e più grande grazie all’estrema stabilità e precisione necessarie.

Braccia lunghe: Ogni braccio del rivelatore Virgo è lungo 3 km. Questa grande dimensione è necessaria perché il cambiamento estremamente piccolo nel tempo di viaggio dei raggi, causato da un’onda gravitazionale, aumenta con la lunghezza del braccio. Lunghezze maggiori di 3 km non sono realmente fattibili; una ragione è che la curvatura della Terra diventerebbe quindi unìimpedenza nella costruzione di braccia perfettamente diritte.

Per evitare interazioni tra i fotoni dei fasci e le molecole del gas all’interno delle braccia viene creato un vuoto a circa 10-12 atmosfere, simile alla pressione nello spazio all’altitudine della Stazione Spaziale Internazionale. Il Virgo detiene i volumi di vuoto più spinti in Europa (vedi figura 2). Alla fine di ogni braccio, la parete del tubo viene raffreddata a temperature criogeniche da azoto liquido per intrappolare molecole residue (ad es. Acqua).

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Figura 2: all’interno di uno dei tunnel del braccio della Vergine, che mostra il tubo del vuoto
Immagine gentilmente concessa da Cyril Fresillon / Virgo / CNRS Photothèque

Specchi: Gli specchi di Virgo sono un componente chiave del rilevatore. Sono realizzati con la massima precisione: le loro superfici sono lucidate da essere quasi perfettamente piatte e rivestimenti speciali ottimizzano la nodalità con cui gli specchi riflettono e trasmettono la luce, mantenendo minime le perdite (circa poche parti per milioni). La disposizione dello specchio è molto più complessa di un semplice interferometro di Michelson. E’ basato su un sistema di specchi utilizzati per formare ulteriori “cavità ottiche” attraverso le quali viaggia il fascio in modo tale da “pulire” il raggio laser (vedi figura 3).

Gli specchi ricoprono anche il ruolo di far sembrare i percorsi dei fasci più lunghi: un dispositivo chiamato cavità ottica Fabry-Perot installata in ciascun braccio aumenta la lunghezza del percorso di un fattore 300 circa, aumentando il tempo di percorrenza dei raggi nonchè la sensibilità dell’intero rilevatore

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Figura 3: Lo schema ottico del rivelatore Virgo (una versione più complessa di un interferometro di Michelson), che mostra i componenti principali e i percorsi percorsi dalle travi. 1: fonte di luce; 2: specchio di riciclaggio di energia; 3: divisore di fascio; 4: cavità ottiche Fabry-Perot all’interno delle valvole a vuoto; 5: specchio di input nord; 6: specchio dell’estremità nord; 7: specchio di input ovest; 8: specchio dell’estremità ovest; 9: rilevatore
Immagine gentilmente concessa da The Virgo Collaboration

Isolamento delle vibrazioni: L’interferometro deve essere sensibile alle piccolissime variazioni delle lunghezze dei percorsi dei raggi indotte dalle onde gravitazionali, quindi deve essere schermato il più possibile da altre perturbazioni nell’ambiente: attività umane, vento, tempeste e così via. Mentre il design del rivelatore ha lo scopo di proteggerlo da tali disturbi, uno dei problemi più grandi è che gli specchi (che riflettono i raggi laser) sono attaccati al terreno subendo continui disturbi.

Ciò significa che gli specchi devono essere isolati dal terreno. Il meccanismo è stato realizzato sospendendo ogni specchio all’estremità di una catena di pendoli chiamati “super-attenuatori”, che rendono questi specchi gli oggetti più immobili del pianeta (vedi figura 4). Ma come sospendere un oggetto isolarlo dalle vibrazioni?

Ogni pendolo ha una sua frequenza naturale o di “risonanza”. Se facciamo vibrare la parte superiore del pendolo ad una frequenza inferiore alla frequenza di risonanza, la parte terminale del pendolo si muoverà. Ma se il movimento in ingresso ha una frequenza superiore a quella di risonanza, la parte inferiore rimarrà quasi immobile. I pendoli che supportano gli specchi hanno frequenze di risonanza dell’ordine di alcuni hertz. Ciò significa che sono essenzialmente indisturbati dai movimenti a frequenze più alte, consentendo di rilevare onde gravitazionali di frequenze superiori a poche decine di hertz.

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Figura 4: un “super-attenuatore” della Vergine: una cascata di pendoli per stabilizzare uno specchio. 1: filo del pendolo; 2: catena a pendolo; 3: immagine speculare per gentile concessione di The Virgo Collaboration

Mantenimento della precisione: Per essere sensibili al rilevamento delle onde gravitazionali, l’interferometro deve essere costantemente mantenuto attivo ad altissima precisione. Ad esempio, il raggio laser (un laser a infrarossi con una lunghezza d’onda di 1064 nm) deve essere mantenuto ultra-stabile per mantenere un livello di potenza costante all’uscita del rivelatore. Anche la frequenza del laser deve essere stabilizzata in modo che varia meno di una parte in 1014 .

Le sonde posizionate lungo tutto l’apparato dei bracci monitorano continuamente il suo stato e consentono di controllare le lunghezze delle cavità ottiche al livello del femtometro (10 -15 m), mentre i disallineamenti dell’angolo dello specchio sono contenuti in pochi nanoradianti (meno di un milionesimo di grado ). Inoltre, migliaia di sonde monitorano costantemente l’ambiente e lo stato dell’interferometro, fornendo dati da verificare non appena viene osservato un potenziale segnale dell’onda gravitazionale.

le Onde Gravitazionali e l’Interferometro Virgo 

Breve storia delle onde gravitazionali: Le onde gravitazionali sono disturbi nella curvatura (tessuto) dello spaziotempo , generato da masse accelerate, che si propagano come onde verso l’esterno dalla loro sorgente alla velocità della luce . Furono proposti da Henri Poincaré nel 1905 e successivamente predetti nel 1916 da Albert Einstein sulla base della sua teoria generale della relatività. Le onde gravitazionali trasportano energia come radiazione gravitazionale, una forma di energia radiante simile alla radiazione elettromagnetica. La legge di Newton sulla gravitazione universale, non prevede la loro esistenza, poiché tale legge è basata sul presupposto che le interazioni fisiche si propagano istantaneamente (a velocità infinita) – mostrando uno dei modi in cui i metodi della fisica classica non sono in grado di spiegare i fenomeni associati alla relatività.

L’astronomia dell’onda gravitazionale è una branca dell’astronomia osservativa che usa le onde gravitazionali per raccogliere dati osservativi sulle sorgenti di onde gravitazionali rilevabili come i sistemi stellari binari composti da nane bianche , stelle di neutroni e buchi neri; e eventi come le supernovae e la formazione dell’universo precoce poco dopo il Big Bang .

Nel 1993, Russell A. Hulse e Joseph H. Taylor, Jr. hanno ricevuto il Premio Nobel per la fisica per la scoperta e l’osservazione della pulsar binaria Hulse-Taylor , che ha offerto la prima prova indiretta dell’esistenza delle onde gravitazionali.

L’11 febbraio 2016 la LIGO e la Virgo Scientific Collaboration hanno annunciato di aver effettuato la prima osservazione diretta delle onde gravitazionali . L’osservazione è stata fatta cinque mesi prima, il 14 settembre 2015, usando i rivelatori Advanced LIGO . Le onde gravitazionali originate da una coppia di fusione di buchi neri. Dopo l’annuncio iniziale, gli strumenti LIGO hanno rilevato altri due eventi di onda gravitazionale confermati e uno potenziale. Nell’agosto 2017, i due strumenti LIGO e lo strumento Virgo hanno osservato una quarta onda gravitazionale dalla fusione di buchi neri,  e una quinta onda gravitazionale da una fusione di stelle di neutroni binari Diversi altri rilevatori di onde gravitazionali sono programmati o in costruzione.  Nel 2017, il Premio Nobel per la Fisica è stato assegnato a Rainer Weiss , Kip Thorne e Barry Barish per il loro ruolo nella rilevazione diretta delle onde gravitazionali.

Effetti del passaggio: Le onde gravitazionali attraversano costantemente la Terra; tuttavia, anche le più intense hanno un effetto minuscolo e le loro fonti sono in genere a grande distanza. Ad esempio, le onde sprigionate dalla fusione finale catastrofica di GW150914 hanno raggiunto la Terra dopo aver viaggiato per oltre un miliardo di anni luce , come una vibrazione dello spazio-tempo che ha modificato la lunghezza di un braccio LIGO di 4 km di un millesimo della larghezza di un protone, in proporzione equivale a cambiare la distanza dalla stella più vicina all’esterno del Sistema Solare della larghezza di un capello. Questo piccolo effetto può essere osservato sulla Terra solo con i rivelatori più sofisticati.

Gli effetti di un’onda gravitazionale che passa, possono essere visualizzati immaginando una regione dello spazio-tempo perfettamente piatta con un gruppo di particelle di test immobili che giacciono su un piano, ad esempio la superficie dello schermo di un computer. Quando un’onda gravitazionale passa attraverso le particelle lungo una linea perpendicolare al piano delle particelle, cioè seguendo la linea di visione dell’osservatore nello schermo, le particelle seguiranno la distorsione nello spaziotempo, oscillando in modo ” cruciforme “, come mostrano le animazioni. L’area racchiusa dalle particelle di prova non cambia e non c’è movimento lungo la direzione di separazione.

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L’effetto di un’onda gravitazionale più polarizzata su un anello di particelle

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L’effetto di un’onda gravitazionale cross-polarizzata su un anello di particelle

Le oscillazioni rappresentate nell’animazione sono esagerate per lo scopo della discussione  in realtà un’onda gravitazionale ha un’ampiezza molto piccola). Tuttavia, aiutano a illustrare il tipo di oscillazioni associate alle onde gravitazionali prodotte da una coppia di masse in un’orbita circolare . In questo caso l’ampiezza dell’onda gravitazionale è costante, ma il suo piano di polarizzazione cambia o ruota al doppio della velocità orbitale, quindi la dimensione dell’onda gravitazionale variabile nel tempo, o “tensione spazio-temporale periodica”, mostra una variazione come mostrato nell’animazione . Se l’orbita delle masse è ellittica, l’ampiezza dell’onda gravitazionale varia anche nel tempo secondo la formula quadrupolare di Einstein .

Come con altre onde , ci sono un certo numero di caratteristiche utilizzate per descrivere un’onda gravitazionale:

  • Ampiezza : Solitamente denotata h , questa è la dimensione dell’onda – la frazione di allungamento o compressione. L’ampiezza mostrata qui è approssimativamente h = 0.5 (o 50%). Le onde gravitazionali che passano attraverso la Terra sono molte più deboli di questo – h  ≈ 10 -20 .
  • Frequenza : Solitamente denotata f , questa è la frequenza con cui l’onda oscilla (1 diviso per la quantità di tempo che intercorre tra due stiramenti o pressioni massime successive)
  • Lunghezza d’onda : Solitamente denotata λ , questa è la distanza lungo l’onda tra i punti di massimo allungamento o spremere.
  • Velocità : è la velocità alla quale viaggia un punto dell’onda (ad esempio, un punto di massima estensione o di compressione). Per le onde gravitazionali con piccole ampiezze, questa velocità d’onda è uguale alla velocità della luce ( c ).

La velocità, la lunghezza d’onda e la frequenza di un’onda gravitazionale sono correlate dall’equazione c = λ f , proprio come l’equazione di un’onda luminosa . Ad esempio, le animazioni mostrate qui oscillano all’incirca una volta ogni due secondi. Ciò corrisponderebbe ad una frequenza di 0,5 Hz e ad una lunghezza d’onda di circa 600 000 km, ovvero 47 volte il diametro della Terra.

Nell’esempio sopra, si presume che l’onda sia linearmente polarizzata con una polarizzazione “più”, scritta + . La polarizzazione di un’onda gravitazionale è come la polarizzazione di un’onda luminosa, tranne per il fatto che le polarizzazioni di un’onda gravitazionale sono 45 gradi l’una rispetto all’altra di 90 gradi.

Fonti

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Lo spettro delle onde gravitazionali con sorgenti e rilevatori. Credito: NASA Goddard Space Flight Center

In termini generali, le onde gravitazionali sono irradiate da oggetti il ​​cui movimento implica l’accelerazione e il suo cambiamento, a condizione che il movimento non sia perfettamente sferico simmetrico (come una sfera in espansione o contrazione) o simmetrico a rotazione (come un disco o una sfera rotante). Un semplice esempio di questo principio è un manubrio rotante. Se il manubrio ruota intorno al suo asse di simmetria, non irradierà le onde gravitazionali; se rotola fine sopra, come nel caso di due pianeti che orbitano l’un l’altro, irradierà le onde gravitazionali. Più pesante è il manubrio, e più velocemente cade, maggiore è la radiazione gravitazionale che emetterà. In un caso estremo, ad esempio quando i due pesi del manubrio sono stelle massicce come stelle di neutroni o buchi neri, che orbitano l’un l’altro rapidamente, si genererebbero quantità significative di radiazioni gravitazionali.

Alcuni esempi più dettagliati:

  • Due oggetti che orbitano l’un l’altro, come un pianeta orbiterà attorno al Sole, si irradieranno.
  • Un planetoide rotante non assialsimmetrico – diciamo con un grande dosso o fossetta sull’equatore – si irradierà.
  • Una supernova si irradierà, tranne nel caso improbabile che l’esplosione sia perfettamente simmetrica.
  • Un oggetto solido non rotante isolato che si muove a velocità costante non si irradierà. Questo può essere considerato come una conseguenza del principio di conservazione del momento lineare .
  • Un disco rotante non si irradierà. Questo può essere considerato come una conseguenza del principio di conservazione del momento angolare . Tuttavia, vi mostrerà Gravitomagnetic effetti.
  • Una stella sferica pulsante sfericamente (momento o massa monopolare non zero , ma momento quadrupolare zero) non si irradierà, in accordo con il teorema di Birkhoff .

Più tecnicamente, la derivata seconda volta del momento di quadrupolo (o l -esimo derivata temporale della l -esima multipolare momento ) di di un sistema isolato tensore energia deve essere diverso da zero in modo che esso per emettere radiazione gravitazionale. Questo è analogo al mutevole momento di dipolo di carica o corrente che è necessario per l’emissione di radiazioni elettromagnetiche.

La nuova astronomia delle onde gravitazionali

Come area di ricerca giovane, l’astronomia delle onde gravitazionali è ancora in fase di sviluppo; tuttavia, vi è consenso all’interno della comunità astrofisica che questo campo si evolverà fino a diventare una componente consolidata dell’astronomia multi-messaggistica del 21 ° secolo.

Le osservazioni sull’onda gravitazionale completano le osservazioni nello spettro elettromagnetico. Queste onde promettono anche di fornire informazioni in modi non possibili attraverso il rilevamento e l’analisi delle onde elettromagnetiche. Le onde elettromagnetiche possono essere assorbite e re-irradiate in modi che rendono difficile l’estrazione di informazioni sulla sorgente. Le onde gravitazionali, tuttavia, interagiscono solo debolmente con la materia, il che significa che non sono disperse o assorbite. Ciò dovrebbe consentire agli astronomi di visualizzare il centro di una supernova, di nebulose stellari e persino di scontrare nuclei galattici in modi nuovi.

I rivelatori a terra hanno prodotto nuove informazioni sulla fase di ispirazione e fusioni di sistemi binari di due buchi neri di massa stellari e fusione di due stelle di neutroni. Potrebbero anche rilevare i segnali da supernove del collasso del nucleo e da fonti periodiche come le pulsar con piccole deformazioni. Se c’è una verità sulla speculazione su certi tipi di transizioni di fase o di raffiche da lunghe stringhe cosmiche nell’universo primordiale (in tempi cosmici intorno ai 10-25 secondi), questi potrebbero anche essere rilevabili. Rivelatori spaziali come LISA dovrebbero rilevare oggetti come i binari composti da due nane bianchee AM CVn stelle (una nana bianca che accumula materia dal suo partner binario, una stella di elio di massa ridotta), e osserva anche le fusioni di buchi neri supermassicci e l’ispirazione di oggetti più piccoli (tra una e mille masse solari ) in tali buchi neri. La LISA dovrebbe anche essere in grado di ascoltare lo stesso tipo di sorgenti dell’universo primordiale come rivelatori terrestri, ma a frequenze ancora più basse e con una sensibilità notevolmente maggiore. 

Rilevare onde gravitazionali emesse è un’impresa difficile. Si tratta di laser e rilevatori di alta qualità estremamente stabili, calibrati con una sensibilità di almeno 2 · 10 -22  Hz -1/2 come mostrato sul rivelatore a terra, GEO600.  È stato anche proposto che anche da grandi eventi astronomici, come le esplosioni di supernova, queste onde possano degradarsi a vibrazioni piccole come un diametro atomico.

Referenze

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