„Dźwięk” Wszechświata

Strona w budowie

Wprowadzenie

Wyobraźmy sobie, że wrzucamy kamień do stawu. Na wodzie powstają zmarszczki które rozchodzą się od miejsca, w które trafiliśmy. A teraz zamiast stawu przyjrzyjmy się całemu kosmosowi i czasoprzestrzeni. Co może być tym "kamieniem", który poruszy czasoprzestrzeń na tyle żeby udało się nam to zbadać? Na przykład zderzenie czarnych dziur lub wybych supernowej. Sygnał od takich wyjątkowych zdarzeń przenosi się z prędkością światła i w przeciwieństwie do fal na wodzie nie jest tak łatwo tłumiony, więc spokojnie przemierza kosmos praktycznie bez zakłóceń. Takie "zmarszczki czasoprzestrzeni" to właśnie fale grawitacyjne. Dzięki niewiarygodnie czułym urządzeniom, które wykrywają zaburzenia rzędu 1/10 000 promienia protony (to BARDZO mało) jesteśmy w stanie dowiedzieć się więcej o falach grawitacyjnych, a tym samym na przykład o czarnych dziurach.

Czym są fale grawitacyjne?

Fale grawitacyjne są bezpośrednio związane z ogólną teorią względności opracowaną przez Alberta Einsteina już w 1915 roku (ale na ich wykrycie musieliśmy czekać aż 100 lat!). Wyobraźmy sobie, że wszystko wokół nas jest zanurzone w czterowymiarowej czasoprzestrzeni (trzy wymiary przestrzeni i jeden czasu), a wszystkie obiekty obdarzone masą ją odkształcają. Bardzo masywne obiekty zmieniają jej kształt silniej i dlatego oddziałują grawitacyjnie mocniej. Na przykład Ziemia przyciąga nas, dzięki czemu nie odlatujemy w kosmos po podskoczeniu. Księżyc również nas przyciąga, ale ponieważ jest dużo mniejszy, grawitacja na jego powierzchni jest około sześciokrotnie słabsza, co sprawia, że skoki na Księżycu są znacznie bardziej imponujące.

Pomyślmy teraz o zdumiewająco ciężkich obiektach, takich jak czarne dziury, które bardzo silnie zakrzywiają czasoprzestrzeń. Jeśli dodatkowo orbitują wokół siebie, przyspieszając i tracąc energię, to energia ta przenoszona jest przez kosmos w postaci zmarszczek czasoprzestrzeni – na tyle wyraźnych, że możemy je wykryć na Ziemi (najwyraźniejszy sygnał wysyłają w momencie połączenia, można sobie znowu wyobrazić kamyk, który wrzucamy do wody). Czasoprzestrzeń zaczyna wtedy oscylować, a zaburzenie rozchodzi się z maksymalną możliwą prędkością – prędkością światła. Co więcej, fale grawitacyjne bardzo słabo oddziałują z materią, co pozwala im przebywać olbrzymie odległości w kosmosie praktycznie bez zakłóceń.

Wykrywanie fal grawitacyjnych

Wykrycie fal grawitacyjnych jest ogromnie trudne, dlatego musieliśmy czekać na to aż sto lat od opracowania ogólnej teorii względności w 1915 r. przez Einsteina. Obserwacja sygnału jest skomplikowana między innymi z powodu tego, że docierający do Ziemi jest zazwyczaj bardzo słaby. Mówimy tu o zaburzeniach rzędu 1/1 000 promienia protonu – to niewyobrażalnie mała wartość!

Fale grawitacyjne wykrywa się za pomocą bardzo czułych detektorów zwanych laserowymi interferometrami. Są to urządzenia w kształcie litery „L”, w których światło lasera odbija się kilkukrotnie od luster, pozwalając na niezwykle precyzyjne pomiary długości ramion. Gdy przez urządzenie przechodzi fala grawitacyjna, jedno ramię zostaje minimalnie skrócone, a drugie – wydłużone, co prowadzi do wykrywalnych zmian w interferencji (nakładaniu się na siebie) światła.

Schemat interferometru — Schemat działania laserowego interferometru.

Aktualnie działające detektory to:

LIGO – Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory, dwa detektory położone w USA, oddalone od siebie o około 3000 km. Każde z ramionami długości 4 km. To dzięki LIGO wykryto fale grawitacyjne po raz pierwszy w 2015 roku.
Virgo – europejskie obserwatorium fal grawitacyjnych we Włoszech, które pierwszego wykrycia dokonało w 2017 roku.
KAGRA – Kamioka Gravitational Wave Detector w Japonii, działający od 2020 roku.

Źródła fal grawitacyjnych

Źródłem fali grawitacyjnej może być niesymetryczny sferycznie układ o dużej masie. W kosmosie takie źródła to:

masywne układy podwójne, czyli dwa obiekty orbitujące wokół siebie (czarne dziury, gwiazdy neutronowe),
sferycznie asymetryczne, wirujące gwiazdy neutronowe,, czyli rodzaj gwiazdy o niewiarygodnie dużej gęstości,
gwiazdy supernowe, czyli spektakularne kosmiczne eksplozje,
pozostałość z wczesnego Wszechświata po Wielkim Wybuchu (najprawdopodobniej).

Na przykład w najbardziej poznanym przypadku, czyli połączeniu dwóch czarnych dziur proces zaczyna się od tego, że obiekty te krążą wokół siebie w fazie inspiral, stopniowo tracąc energię przez fale grawitacyjne. Później następuje faza łączenia się czarnych dziur – merger. Sygnał jest w tej fazie bardzo silny i udaje nam się go wykryć na Ziemi. Na koniec następuje ostatnia faza, gdzie powstaje jedna połączona czarna dziura – ringdown.

Schemat zlewania się czarnych dziur — Schematyczne przedstawienie procesu łączenia się czarnych dziur.

Gwiazdy supernowe

Gwiazda supernowa to najprościej mówiąc koniec istnienia jakiejś gwiazdy wraz z jej wybuchem. CCSN (core-collapse supernova) czyli supernowa typu II to śmierć gwiazdy o masie większej niż 8 mas Słońca i mniejszej od 130 mas Słońca. Podczas życia gwiazdy zachodzą w niej reakcje termojądrowe i produkowane są coraz cięższe pierwiastki. Cięższe pierwiastki przemieszczają się do środka gwiazdy, a lżejsze na zewnątrz. Najcięższe powstaje żelazo, tworząc żelazne jądro. Gdy osiągnie ono masę 1, 4M⊙ ciśnienie przestaje przezwyciężać grawitację i jądro zaczyna się zapadać. Zewnętrzne warstwy spadają szybko na jądro, powodując ostatecznie wybuch. Około 99 % energii jest przenoszone przez neutrina. Około 1 % przekształca się w światło. Bardzo mała część zostaje wysłana w postaci fal grawitacyjnych. Przeprowadzane są liczne symulacje, aby przewidzieć jak może wyglądać sygnał fal grawitacyjnych z takiego źródła.

Wyższe harmoniki

W sygnale fal grawitacyjnych pochodzących od układów podwójnych czarnych dziur, podobnie jak w innych układach oscylujących, możemy wykryć główny mod (tryb) oraz wyższe harmoniki. Oznacza to, że istnieje jedna dominująca częstotliwość sygnału, którą najłatwiej wykryć – jest najsilniejsza i zazwyczaj ma najwyższą amplitudę. Jednak oprócz tej głównej części pojawiają się także oscylacje o innych częstotliwościach, które lekko zniekształcają sygnał, jaki otrzymalibyśmy, gdyby istniał tylko główny tryb.

W układach podwójnych wyższe harmoniki stają się bardziej istotne i łatwiej wykrywalne wtedy, gdy obiekty mają znacząco różne masy. Siła sygnału wyższych trybów zależy także od orientacji płaszczyzny orbity układu względem detektora na Ziemi.

Oscylacje czarnych dziur opisujemy za pomocą trzech liczb: (l, m, n). Są to odpowiednio:

l – liczba orbitalna (poboczna liczba kwantowa),
m – liczba magnetyczna (magnetyczna liczba kwantowa),
n – liczba radialna (główna liczba kwantowa).

Główny tryb, który najczęściej rejestrujemy, to (2,2,0), a cały sygnał można przedstawić jako sumę wszystkich trybów (l, m, n). Wyższe harmoniki to na przykład (3,3,0), (2,2,1), (2,2,2).

Czy możemy to usłyszeć lub zobaczyć?

Fal grawitacyjnych nie możemy po prostu zobaczyć jak światła, nie możemy ich też usłyszeć jak dźwięku. Mimo to, ponieważ są falami tak jak fale elektromagnetyczne (np. światło widzialne), czy fale mechaniczne (np. fale dźwiękowe) można je również przedstawić na wykresie amplitudy drgań od czasu. Można następnie zobaczyć jak taka fala grawitacyjna by brzmiała gdyby w istocie była falą dźwiękową o takiej amplitudzie zmieniającej się w czasie. Ostatecznie fale grawitacyjne da się zobaczyć i usłyszeć co bardzo ułatwia ich interpretację, jednak nie można zapomnieć, że tak naprawdę są to zaburzenia czasoprzestrzeni rozchodzące się z prędkością światła, których nie doświadczymy wprost naszymi zmysłami.