Gravitationsstrålning


Relativitetsteorin - Huvudsidan
Relativitetsteorins utveckling
Michelson-Morleys experiment
Den speciella relativitetsteorin
Differentialgeometri och tensorer
Den allmänna relativitetsteorin
Relativitetsteorin - Fältekvationerna
Relativitetsteorin - Vad är krökning
Relativitetsteorin - Så beräknar man krökningen
Relativitetsteorin - Vad orsakar krökning
Gravitationsstrålning
Bevisen för relativitetsteorins korrekthet
Relativitetsteorin - Ordlista
Relativitetsteorin - Referenser och litteratur

Varje objekt med massa, eller energi, sänder ut gravitationsvågor när de rör sig. Är massan inte extremt stor och rör sig med extremt stor acceleration så är inte gravitationsvågorna mätbara på långt avstånd.

Gravitationsstrålningens existens bekräftades nästan exakt 100 år efter Albert Einsteins förutsägelse, i och med publicerandet av den allmänna relativitetsteorin, genom direkta experiment av LIGO. Anledningen till att det tog så lång tid är att gravitationsstrålningen normalt sett är extremt svag. Inte ens källan till den starkaste gravitationsstrålningen i Universum - sammansmältandet av två svarta hål - ger upphov till gravitationsstrålning med amplitud som är större än 10-21 meter på Jordens avstånd när det sker i galaxer på ett avstånd som medför att det händer i storleksordningen en gång per år. Under 1960-talet så påstod sig Joseph Weber (1919- ) ha lyckats med att detektera gravitationsvågor genom att få en jättelik järncylinder i självsvängning och konstatera detta med piezoelektriska sensorer. Senare har andra försökt att upprepa denna bravad men trots en förbättring i mätkänsligheten med i storleksordningen en miljon gånger så har man misslyckats. Detta berodde på att känsligheten i Webers experiment var 10-15 vilket är långt ifrån tillräckligt.

Detektionsinstrument

Det är först nu i början på det nya milleniumet som man börjar färdigställa instrument som är känsliga nog att detektera gravitationsstrålning från relativt vanliga kosmiska händelser. Ã…r 1994 började man att bygga laserinterferometrarna LIGO (Laser Interferometer Gravitational wave Observatory) i Hanford, Washington och i Livingston, Louisiana. Vitsen med att ha flera detektorer är att man kan avgöra varifrån signaler kommer ifrån samt utesluta vilka detekteringar som är brus.

Prestanda hos LIGO (Courtesy LIGO project)
Känsligheten hos LIGO med första, förbättrade och avancerade detektionsutrustningen och vilken prestandan som krävs för att studera olika händelser.

LIGO kommer att ha störst känslighet för frekvenser mellan 20 och 2000 Hz vilket gör att detektorerna kommer att kunna studera exempelvis två svarta hål på 25 solmassor vardera 150 megaparsek under de sista minuterna av inspiralsfasen och en stor del av kollisionen.

Fler projekt än LIGO är dock på gång. Utanför Pisa byggs detektorn VIRGO med 3 km långa armar. I England/Tyskland byggs med rasande fart GEO 600 med 600 meters armar och kommer möjligen att bli den första interferometern som börjar användas fast potentialen är inte lika stor som med LIGO där armarna är längre och flera uppsättningar instrument kommer att få plats samtidigt var och med optimerade för olika frekvenser. I Japan byggs TAMA300.

En stor ökning i mätkänsligheten hos denna typ av instrument kommer att ske då ESA i sitt Horizon 2000+ program skjuter upp det tre par med satelliter ombord på en Arianesatellit som kommer att ha en baslinje på hela fem miljoner kilometer och som kallas LISA (Laser Interferometer Space Antenna). LISA kommer dock inte att ersätta interferometrarna under marken utan endast komplettera dem eftersom känsligheten hos LISA är som intressantast mellan 10-5 och 10-1 Hz. Detta eftersom frekvenser ovanför dessa är perioden hos vågorna kortare än tiden det tar för signalen att utsändas från källan och komma tillbaka. Diffraktionen hos lasrar med denna baslinjelängd är för stor för att utnyttja speglar som reflekterar tillbaka ljuset till källan utan därför används en watts YAG laser som faslåser på ljuset från den andra satelliten och sänder tillbaka en identisk signal. Uppskjutningen är planerad till år 2015 men med hjälp av NASA kan uppskjutandet tidigareläggas med flera år.

Prestanda hos LISA (Courtesy P. Bender et. al.)
Styrkan hos gravitationsstrålningen vid olika frekvenser hos potentiella händelser i Universum.

Det är nu allt mer tydligt att gravitationsdetektorerna kommer att bli inneinstrumentet nummer ett under lång tid framåt.

Gravitationstrålningens egenskaper

Gravitationsstrålningen uppenbarar sig genom att rummet dras ut och dras ihop på ett oscillerande sätt. Gravitationsstrålningen består av två komponenter som brukar kallas h_plus och h_kryss och som är dubbla tidsintegralen av rum-tids-rum-tids komponenterna av Riemanns krökningstensor. Enheten är dimensionslös och formeln lyder approximativt Gravitational radiation approximative

Enligt relativitetsteorin så emitteras mest gravitationsstrålning av väldigt kompakta objekt som har stor intern ickesfärisk kinetisk energi.

Egenskaperna hos kollisioner mellan extrema astrofysiska objekt

En kollision mellan två astrofysiska objekt kan delas in i tre faser; inspiralsfasen, sammansmätningsfasen och stabilseringsfasen. Inspiralsfasen slutar när de svarta hålen når den sista stabila omloppsbanan. Sammansmältningsfasen slutar när de två svarta hålen har smält samman till ett och hela fasen kan betraktas som ett svart hål som genomgår vibrationer med stor amplitud i den s k kvasinormala moden. I stabiliseringsfasen dämpas svängningarna genom gravitationsvågsutstrålning tills dess att ett helt "tyst" roterande svart hål återstår.


Källor:
[1]: LIGO, 2005.
[2]: YouTube - World Science Festival - "Gravitational Waves: A New Era of Astronomy Begins", 2017-12-06.

Tillbaka till Kosmologikas hemsida Nästa sida
Copyright © www.kosmologika.net. Materialet får skrivas ut och användas för personligt bruk. Användning i undervisningssyfte eller kommersiella syften är ej tillåten utan tillstånd. Läs mer här: http://www.kosmologika.net/Copyright.html.