Tidligere kunne astronomer kun se himlen i synligt lys ved at bruge deres øjne som receptorer. Men hvad nu hvis du havde tyngdekraften? Einstein forudsagde, at de mest ekstreme objekter og begivenheder i universet skulle frembringe tyngdekraftsbølger og fordreje rummet omkring dem. Et nyt eksperiment kaldet Laserinterferometer Gravitational Wave Observatory (eller LIGO) kunne gøre den første detektion af disse tyngdekraftsbølger.
Lyt til interviewet: Seeing with Gravity Eyes (7,9 MB)
Eller abonner på Podcast: universetoday.com/audio.xml
Fraser Cain: Okay, så hvad er en tyngdekraftbølge?
Dr. Sam Waldman: Så en tyngdekraftbølge kan forklares, hvis du husker, at masse forvrænger rumtid. Så hvis du husker analogien fra et ark trukket stramt med en bowlingkugle kastet ind i midten af arket, bøj du arket; hvor bowlingkuglen er en masse, og arket repræsenterer rumtid. Hvis du bevæger den bowlingkugle meget hurtigt frem og tilbage, laver du krusninger i arket. Den samme ting gælder for masser i vores univers. Hvis du bevæger en stjerne meget hurtigt frem og tilbage, laver du krusninger i rumtiden. Og disse krusninger i rumtiden kan ses. Vi kalder dem tyngdekraftsbølger.
Fraser: Nu, hvis jeg går rundt i rummet, vil det forårsage tyngdekraftsbølger?
Dr. Waldman: Det vil det godt. Så vidt vi ved, fungerer tyngdekraften i alle skalaer og for alle masser, men rumtiden er meget stiv. Så noget som mit 200 pund selv, der bevæger sig gennem mit kontor, forårsager ikke tyngdekraftsbølger. Der kræves ekstremt massive genstande, der bevæger sig meget hurtigt. Så når vi ser for at opdage tyngdekraftsbølger, leder vi efter objekter i solmasseskala Især søger vi efter neutronstjerner, der er mellem 1,5 og 3 solmasser. Vi ser efter sorte huller, op til flere hundrede solmasser. Og vi ser efter, at disse objekter bevæger sig meget hurtigt. Så når vi taler om en neutronstjerne, taler vi om en neutronstjerne, der bevæger sig med næsten lysets hastighed. Faktisk skal det vibrere med lysets hastighed, det kan ikke bare bevæge sig, det skal ryste frem og tilbage meget hurtigt. Så de er meget unikke, meget massive kataklysmiske systemer, som vi søger efter.
Fraser: Tyngdekraften er rent teoretisk, ikke? De blev forudsagt af Einstein, men de er ikke set endnu?
Dr. Waldman: De er ikke blevet observeret, de er blevet udledt. Der er et pulsarsystem, hvis frekvens spinder ned med en hastighed, der er i overensstemmelse med emissionen af tyngdekraftsbølger. Det er PSR 1913 + 16. Og at denne stjernes bane ændrer sig. Det er en konklusion, men selvfølgelig er det ikke en direkte observation af tyngdekraftsbølger. Det er dog temmelig klart, at de skal eksistere. Hvis Einsteins love findes, hvis General Relativity fungerer, og det fungerer meget godt i meget mange længderegler, findes der også tyngdekraftsbølger. De er bare meget vanskelige at se.
Fraser: Hvad skal det til for at kunne registrere dem? Det lyder som om det er meget katastrofale begivenheder. Store store sorte huller og neutronstjerner bevæger sig rundt, hvorfor er de så vanskelige at finde?
Dr. Waldman: Der er to komponenter til det. Én ting er, at sorte huller ikke kolliderer hele tiden, og neutronstjerner ikke ryster rundt på noget gammelt sted. Så antallet af begivenheder, der kan forårsage observerbare tyngdekraftsbølger, er faktisk meget lille. Nu taler vi for eksempel om Mælkevejsgalaksen med en begivenhed, der finder sted hvert 30-50 år.
Men den anden del af denne ligning er, at tyngdekraften i sig selv er meget lille. Så de introducerer det, vi kalder en stamme; det er en længdeændring pr. enhedslængde. For eksempel, hvis jeg har en målestok, som er en meter lang, og en tyngdekraftbølge klemmer den målestok, når den kommer igennem. Men det niveau, det vil sprænge målestokken, er ekstremt lille. Hvis jeg har en målestok på 1 meter, fremkalder den kun en ændring på 10e-21 meter. Så det er en meget meget lille ændring. Naturligvis er det at observere 10e-21 meter hvor den store udfordring er at observere en tyngdekraftsbølge.
Fraser: Hvis du målte længden på en målestok med en anden målestok, ville længden på den anden målestok ændre sig. Jeg kan se, at det er svært at gøre.
Dr. Waldman: Præcis, så du har et problem. Den måde, vi løser målestokproblemet på, er, at vi faktisk har 2 målestokke, og vi danner dem til en L. Og måden, vi måler dem på, er at bruge en laser. Og den måde, vi har arrangeret vores målestok på, er faktisk i en 4 km lang "L". Der er 2 arme, som hver er 4 km lang. Og i slutningen af hver arm er der en 4 kg kvarts testmasse, som vi spretter lasere ud af. Og når en tyngdekraftbølge kommer gennem denne “L” -formede detektor, strækker den det ene ben, mens det krymper det andet ben. Og det gør det ved at sige 100 hertz inden for lydfrekvenser. Så hvis du lytter til bevægelsen fra disse masser, hører du en summende på 100 hertz. Og det, vi måler med vores lasere, er den differentielle armlængde på dette store “L” -formede interferometer. Derfor er det LIGO. Det er laserinterferometer-gravitationsbølgeobservatoriet.
Fraser: Lad os se om jeg forstår det rigtigt. For milliarder af år siden kolliderer et sort hul med et andet og genererer en masse tyngdekraftsbølger. Disse tyngdekraftsbølger krydser universet og vasker forbi Jorden. Når de går forbi Jorden, forlænger de den ene af disse arme, og de krymper den anden, og du kan opdage denne ændring ved, at laser springer frem og tilbage.
Dr. Waldman: Det stemmer. Udfordringen er selvfølgelig, at længdeændringen er ekstremt lille. For vores 4 km interferometre er længdeændringen, som vi måler lige nu, 10e-19 meter. Og for at sætte en skala på det, er diameteren på en atomkerne kun 10e-15 meter. Så vores følsomhed er subatomisk.
Fraser: Og så hvilke slags begivenheder skal du være i stand til at registrere på dette tidspunkt?
Dr. Waldman: Så det er faktisk et fascinerende område. Den analogi, vi gerne bruger, er som om den ser på universet med radiobølger var at se på universet med teleskoper. De ting, du ser, er helt forskellige. Du er følsom over for et helt andet regime i universet. Især er LIGO følsom over for disse kataklysmiske begivenheder. Vi klassificerer vores begivenheder i 4 brede kategorier. Den første, vi kalder, brister, og det er noget, der danner et sort hul. Så der opstår en supernovaeksplosion, og så meget stof bevæger sig så hurtigt, at det danner sorte huller, men du ved ikke, hvordan tyngdekraftsbølgerne ser ud. Alt hvad du ved er, at der er tyngdekraftsbølger. Så dette er ting, der sker ekstremt hurtigt. De varer højst 100 millisekunder, og de kommer fra dannelsen af sorte huller.
En anden begivenhed, vi ser på, er, når to objekter er i kredsløb med hinanden, siger to neutronstjerner, der kredser om hinanden. Til sidst forringes diameteren af den bane. Neutronstjernerne samles, de falder ind i hinanden og danner et sort hul. Og for de allerbedste baner bevæger disse neutroner stjerner (husk, de er genstande, der vejer 1,5 til 3 solmasser) ved store fraktioner af lysets hastighed; siger 10%, 20% af lysets hastighed. Og denne bevægelse er en meget effektiv generator af tyngdekraften. Så det er det, vi bruger som vores standardlys. Det er hvad vi tror, vi ved, at der findes; vi ved, at de er derude, men vi er ikke sikre på, hvor mange af dem der går væk på et tidspunkt. Vi er ikke sikre på, hvordan en neutronstjerne i spiral ser ud i radiobølger eller røntgenstråler i optisk stråling. Så det er lidt vanskeligt at beregne nøjagtigt, hvor ofte du ser enten en in-spiral eller en supernova.
Fraser: Nu vil du være i stand til at registrere deres retning?
Dr. Waldman: Vi har to interferometre. Faktisk har vi to steder og tre interferometre. Et interferometer er i Livingston Louisiana, som ligger lige nord for New Orleans. Og vores andet interferometer er i det østlige del af Washington. Fordi vi har to interferometre, kan vi udføre triangulering på himlen. Men der er en vis usikkerhed om, hvor nøjagtigt kilden er. Der er andre samarbejder i verden, som vi arbejder ganske tæt i Tyskland, Italien og Japan, og de har også detektorer. Så hvis flere detektorer på flere steder ser en tyngdekraftbølge, så kan vi gøre et meget godt stykke arbejde med at lokalisere. Håbet er, at vi ser en tyngdekraftbølge, og vi ved, hvor den kommer fra. Vi beder derefter vores radioastronomkolleger og vores røntgen astronomekolleger og vores optiske astronomekolleger om at se på den del af himlen.
Fraser: Der er nogle nye store teleskoper i horisonten; overvældende stort og gigantisk stort, og Magellan… de store teleskoper, der kommer ned ad røret med ret store budgetter at bruge. Lad os sige, at du pålideligt kan finde tyngdekraftsbølger, det er næsten som om det tilføjer et nyt spektrum til vores detektion. Hvis der blev sat store budgetter på nogle af disse tyngdekraftsbølgedetektorer, hvad tror du, de kunne bruges til?
Dr. Waldman: Nå, som jeg sagde før, det er som revolutionen inden for astronomi, da radioteleskoper først kom online. Vi ser på en grundlæggende anden klasse af fænomener. Jeg skal sige, at LIGO-laboratoriet er et ret stort laboratorium. Vi arbejder over 150 forskere, så det er et stort samarbejde. Og vi håber at samarbejde med alle de optiske astronomer og radioastronomer, når vi går fremad. Men det er lidt svært at forudsige, hvilken vej videnskaben vil gå. Jeg tror, at hvis du taler med en masse generelle relativister, er det mest spændende træk ved tyngdekraftsbølger, at vi laver noget, der hedder Strong Field General Relativity. Det er al den generelle relativitet, du kan måle, når du ser på stjerner og galakser, er meget svag. Der er ikke meget masse involveret, det bevæger sig ikke meget hurtigt. Det er i meget store afstande. Mens vi snakker om kollisionen mellem et sort hul og en neutronstjerne, er den allerførste bit, når neutronstjernen falder ned i det sorte hul, ekstremt voldelig og efterforsker et område af generel relativitet, der bare ikke er meget tilgængelig med normale teleskoper, med radio, med røntgen. Så håbet er, at der er noget fundamentalt nyt og spændende fysik der. Jeg tror, det er det, der primært motiverer os, du kan kalde det, sjovt med generel relativitet.
Fraser: Og hvornår håber du at have din første opdagelse.
Dr. Waldman: Så LIGO-interferometre - alle tre interferometre - som LIGO fungerer, kører alle med designfølsomhed, og vi er i øjeblikket midt i vores S5-løb; vores femte videnskabsløb, som er et år langt løb. Alt, hvad vi gør i et år, er at prøve at se efter tyngdekraftsbølger. Som med en masse ting i astronomi, er det meste af det at vente og se. Hvis en supernova ikke eksploderer, vil vi naturligvis ikke se den. Og så skal vi være online så længe som muligt. Sandsynligheden for at observere en begivenhed som en supernova-begivenhed antages at være i regionen - på vores nuværende følsomhed - det er tænkt, at vi vil se en hvert 10.-20. År. Der er et stort udvalg. I litteraturen er der folk, der hævder, at vi vil se flere om året, og så er der folk, der hævder, at vi ikke ser nogen nogensinde på vores følsomhed. Og den konservative mellemgrund er en gang hvert 10. år. På den anden side opgraderer vi vores detektorer, så snart denne kørsel er slut. Og vi forbedrer følsomheden med en faktor 2, hvilket vil øge vores detekteringsgrad med en faktor på 2 kuber. Fordi følsomhed er en radius, og vi tester en lydstyrke i rummet. Med denne faktor på 8-10 i detekteringsfrekvens, skulle vi se en begivenhed en gang hvert år. Og derefter opdateres vi til det, der kaldes Advanced LIGO, som er en faktor på 10 forbedring af følsomhed. I hvilket tilfælde vil vi næsten helt sikkert se tyngdekraften en gang hver dag; hver 2-3 dag. Dette instrument er designet til at være et meget rigtigt værktøj. Vi vil gøre tyngdekraften; at se begivenheder hvert par dage. Det vil være som at starte Swift-satellitten. Så snart Swift gik op, begyndte vi at se gammastråle bursts hele tiden, og Advanced LIGO vil være ens.
