פודקאסט: ראו את היקום עם עיני הכבידה

בעבר, אסטרונומים יכלו לראות רק את השמיים באור נראה, תוך שהם משתמשים בעיניהם כקולטנים. אבל מה אם היו לך עיני כוח משיכה? אינשטיין חזה כי העצמים והאירועים הקיצוניים ביותר ביקום צריכים לייצר גלי כוח משיכה ולעוות את המרחב סביבם. ניסוי חדש שנקרא לייזר אינטרפרומטר מצפה גל הכבידה (או LIGO) יכול לגרום לגילוי הראשון של גלי הכובד הללו.

האזינו לראיון: ראייה עם עיני הכבידה (7.9 מגה בייט)

או הירשם לפודקאסט: universetoday.com/audio.xml

פרייזר קיין: בסדר, אז מהו גל כוח הכבידה?

ד"ר סם וולדמן: כך שניתן להסביר את גל הכבידה אם אתה זוכר שמסה מעוותת את החלל. אז אם אתה זוכר את האנלוגיה של סדין מושך מתוח עם כדור באולינג שהושלך לאמצע הסדין, כופף את הסדין; כאשר כדור הבאולינג הוא מסה והגיליון מייצג זמן חלל. אם תזיז את הכדור הבאולינג קדימה ואחורה במהירות רבה, תעשה אדוות בסדין. אותו הדבר נכון להמונים ביקום שלנו. אם תזיז כוכב קדימה ואחורה במהירות רבה, תעשה אדוות בחלל. ואותן אדוות בחלל ניתנות לצפייה. אנו מכנים אותם גלי כבידה.

פרייזר: עכשיו אם אני מסתובב בחדר, האם זה הולך לגרום לגלי הכבידה?

ד"ר וולדמן: טוב, זה יהיה. עד כמה שידוע, כוח הכבידה פועל בכל הכף ובכל המונים, אולם זמן החלל נוקשה מאוד. אז משהו כמו העצמי שלי 200 פאונד שעובר במשרד שלי לא יגרום לגלי הכבידה. מה שנדרש הם חפצים מאסיביים במיוחד שנעים במהירות רבה. אז כשאנחנו מחפשים לאתר גלי כוח משיכה, אנו מחפשים אובייקטים בקנה המידה של השמש. בפרט, אנו מחפשים אחר כוכבי נויטרונים, שהם בין 1.5 לשלושה מסות שמש. אנו מחפשים חורים שחורים, עד כמה מאות מסות שמש. ואנחנו מחפשים שהאובייקטים הללו נעים במהירות רבה. אז כשאנחנו מדברים על כוכב נויטרונים, אנחנו מדברים על כוכב נויטרונים שנע כמעט במהירות האור. לאמיתו של דבר, זה צריך להיות רטט במהירות האור, הוא לא יכול פשוט לזוז, הוא צריך לרעוד קדימה ואחורה במהירות רבה. אז הם מערכות ייחודיות מאוד, מסיביות מאוד שאנו מחפשים.

פרייזר: גלי הכבידה הם תיאורטיים גרידא, נכון? איינשטיין חזה אותם, אך עדיין לא נראו?

ד"ר ולדמן: לא נשמרו עליהם, הוסכם עליהם. יש מערכת פולסרית שתדירותה מסתובבת בקצב התואם את פליטת גלי הכובד. זה PSR 1913 + 16. ושהמסלול של כוכב זה משתנה. זו מסקנה, אבל כמובן שזו לא תצפית ישירות על גלי הכבידה. עם זאת, זה די ברור שהם חייבים להתקיים. אם קיימים חוקים של איינשטיין, אם היחסות הכללית עובדת וזה עובד טוב מאוד בסולם אורך רבים מאוד, הרי שגם גלי הכבידה קיימים. הם פשוט מאוד קשה לראות.

פרייזר: מה צריך לקחת כדי לזהות אותם? זה נשמע כאילו הם אירועים קטסטיים מאוד. חורים שחורים גדולים גדולים וכוכבי נויטרונים מסתובבים, מדוע הם כל כך קשים למצוא?

ד"ר וולדמן: יש שני מרכיבים לזה. דבר אחד הוא שחורים שחורים לא מתנגשים כל הזמן, וכוכבי נויטרונים לא מתנערים בשום מקום ישן. כך שמספר האירועים שיכולים לגרום לגלי הכבידה הניתנים לצפייה הוא למעשה קטן מאוד. כעת אנו מדברים למשל על גלקסיית שביל החלב שאירוע אחד מתרחש כל 30-50 שנה.

אבל החלק האחר של אותה משוואה הוא שגלי הכובד עצמם הם קטנים מאוד. אז הם מציגים את מה שאנחנו מכנים זן; זהו שינוי אורך לכל אורך יחידה. לדוגמה, אם יש לי מקנה מידה באורך מטר, וגל כוח הכובד ידחף את הקנה מידה ההוא בזמן שהוא יעבור. אך הרמה שהיא תסחט את אבן המידה היא קטנה ביותר. אם יש לי מקנה מידה של מטר, הוא רק יביא לשינוי של 10e-21 מטר. אז זה שינוי מאוד מאוד קטן. כמובן, התבוננות בגודל 10e-21 מטר היא המקום בו האתגר הגדול הוא בהתבוננות על גל הכבידה.

פרייזר: אם היית מודד אורך אבן מידה עם מקנה מידה אחר, אורך אותו מקנה אחר היה משתנה. אני יכול לראות שזה קשה לעשות זאת.

ד"ר וולדמן: בדיוק, אז יש לך בעיה. הדרך בה אנו פותרים את בעיית המידה היא שיש לנו למעשה 2 מקלות מידה, ואנחנו מייצרים אותם ל- L. והדרך בה אנו מודדים אותם היא להשתמש בלייזר. והדרך בה סידרנו את הקנה מידה שלנו היא למעשה ב"לי "באורך 4 ק"מ. ישנן שתי זרועות, כל אחת מהן 4 ק"מ. ובקצה כל זרוע יש מסת מבחן קוורץ של 4 ק"ג שאנחנו מקפיצים ממנה לייזרים. וכשגל הכובד נכנס דרך הגלאי בצורת ה- L, הוא מותח רגל אחת בזמן שהוא מכווץ את הרגל השנייה. וזה עושה זאת במאמר 100 הרץ, בתדרי שמע. אז אם אתה מקשיב לתנועה של ההמונים האלה, אתה שומע זמזום של 100 הרץ. וכך מה שאנו מודדים עם הלייזרים שלנו הוא אורך הזרוע ההפרש של האינטרפרומטר הגדול "L" הזה. זו הסיבה שזה ליגו. זהו מצפה הכוכבים של גל האינטרפרומטר בלייזר.

פרייזר: נראה אם ​​אני מבין זאת נכון. לפני מיליארדי שנים חור שחור מתנגש עם אחר ומייצר חבורה של גלי כוח משיכה. גלי הכבידה הללו חוצים את היקום ונשטפים על פני כדור הארץ. כאשר הם עוברים על פני כדור הארץ, הם מאריכים את אחת מהזרועות הללו ומכווצים את השנייה, ותוכלו לזהות את השינוי הזה על ידי אותו לייזר מקפץ קדימה ואחורה.

ד"ר וולדמן: זה נכון. האתגר הוא כמובן ששינוי אורך הוא קטן ביותר. במקרה של אינטרפרומטרים של 4 ק"מ, שינוי האורך שאנחנו מודדים כרגע הוא 10e-19 מטר. וכדי לשים קנה מידה על זה, קוטרו של גרעין אטומי הוא 10e-15 מטר בלבד. אז הרגישות שלנו היא תת אטומית.

פרייזר: וכך אילו אירועים עליכם להיות מסוגלים לגלות בשלב זה?

ד"ר ולדמן: אז זהו למעשה אזור מרתק. האנלוגיה שאנו אוהבים להשתמש היא כאילו היא מסתכלת על היקום עם גלי רדיו הייתה להסתכל על היקום באמצעות טלסקופים. הדברים שאתה רואה שונים לחלוטין. אתה רגיש למשטר שונה לחלוטין של היקום. בפרט, LIGO רגיש לאירועים הקטכנמיים הללו. אנו מסווגים את האירועים שלנו ל -4 קטגוריות רחבות. הראשון שאנו מכנים מתפרץ, וזה דומה לחור שחור שמתגבש. אז מתרחש פיצוץ סופרנובה, וכל כך הרבה חומר נע כל כך מהר שהוא יוצר חורים שחורים, אבל אינך יודע איך נראים גלי הכובד. כל מה שאתה יודע זה שיש גלי כוח משיכה. אז אלה דברים שקורים במהירות רבה. הם נמשכים לכל מאה אלפיות השנייה לכל היותר, והם נובעים מהיווצרות חורים שחורים.

אירוע נוסף שאנו מסתכלים עליו הוא כאשר שני עצמים במסלול זה עם זה, אומרים שני כוכבי נויטרונים המקיפים זה את זה. בסופו של דבר הקוטר של אותו מסלול מתפרק. כוכבי הנויטרונים יתלכדו, הם ייפלו זה בזה ויוצרים חור שחור. ולמסלולים האחרונים האחרונים, כוכבי הנויטרונים האלה (קחו בחשבון שהם עצמים שמשקלם 1.5 עד 3 מסות שמש), נעים בשברים גדולים של מהירות האור; נניח 10%, 20% ממהירות האור. והתנועה הזו היא מחולל יעיל מאוד של גלי הכבידה. אז זה מה שאנחנו משתמשים כנר הרגיל שלנו. זה מה שאנחנו חושבים שאנחנו יודעים שקיים; אנו יודעים שהם שם בחוץ, אך איננו בטוחים כמה מהם הולכים בכל פעם. אנחנו לא בטוחים איך נראה כוכב נויטרונים בספירלה בגלי רדיו או בקרני רנטגן בקרינה אופטית. כך שקצת קשה לחשב בדיוק באיזו תדירות תראה או ספירלה או סופרנובה.

פרייזר: עכשיו תוכל לזהות את הכיוון שלהם?

ד"ר וולדמן: יש לנו שני הפרעות. למעשה יש לנו שני אתרים ושלושה אינטרפרומטרים. אינטרפרומטר אחד נמצא בליווינגסטון לואיזיאנה, שנמצא צפונית לניו אורלינס. והאינטרפרומטר האחר שלנו נמצא במדינת וושינגטון המזרחית. מכיוון שיש לנו שני אינטרפרומטרים, אנו יכולים לעשות משולש בשמיים. אבל נותר אי וודאות באיפה בדיוק המקור. יש שיתופי פעולה אחרים בעולם שאנו עובדים איתם די בגרמניה, איטליה ויפן, ויש להם גם גלאים. כך שאם מספר גלאים במספר אתרים רואים גל כוח משיכה, אנו יכולים לעשות עבודה טובה מאוד בלוקליזציה. התקווה היא שאנחנו רואים גל כוח משיכה ואנחנו יודעים מאיפה הוא בא. לאחר מכן אנו אומרים לעמיתי אסטרונומי הרדיו ולעמיתינו לאסטרונומים ברנטגן, ועמיתינו לאסטרונומים אופטיים ללכת להסתכל על החלק הזה בשמיים.

פרייזר: יש כמה טלסקופים גדולים חדשים באופק; גדול מאוד וגדול ענק, ומגלן ... הטלסקופים הגדולים יורדים בצינור עם תקציבים גדולים למדי שניתן לבזבז. נניח שאפשר למצוא באופן אמין גלי כבידה, זה כמעט כאילו הוא מוסיף ספקטרום חדש לגילוי שלנו. אם הוכנסו תקציבים גדולים לכמה מגלאי גלי הכבידה האלה, מה לדעתכם ניתן להשתמש בהם?

ד"ר ולדמן: ובכן, כמו שאמרתי קודם, זה כמו המהפכה באסטרונומיה כאשר הטלסקופים הרדיו נכנסו לראשונה לרשת. אנו בוחנים מעמד אחר של תופעות. אני צריך לומר שמעבדת LIGO היא מעבדה גדולה למדי. אנחנו מעל 150 מדענים עובדים, כך שזה שיתוף פעולה גדול. ואנחנו מקווים לשתף פעולה עם כל האסטרונומים האופטיים והרדיו כשאנחנו הולכים קדימה. אבל זה קצת קשה לחזות באיזה מסלול יעבור המדע. אני חושב שאם אתה מדבר עם הרבה רלטיביסטים כלליים, התכונה המרגשת ביותר של גלי הכבידה היא שאנחנו עושים משהו שנקרא Relativity General Relativity Field. זה כל היחסות הכללית שאפשר למדוד בהסתכלות על כוכבים וגלקסיות היא חלשה מאוד. אין הרבה המונים מעורבים, זה לא נע מהר מאוד. זה במרחקים גדולים מאוד. ואילו כאשר אנו מדברים על התנגשות של חור שחור וכוכב נויטרונים, הקטע האחרון הזה, כאשר כוכב הנויטרונים נופל לתוך החור השחור, הוא אלים ביותר ומבחן תחום של יחסיות כללית שפשוט אינו מאוד נגיש עם טלסקופים רגילים, עם רדיו, עם רנטגן. אז התקווה היא שיש שם כמה פיסיקה חדשה ומרתקת מיסודה. אני חושב שזה מה שמניע אותנו בעיקר הוא, אתה יכול לקרוא לזה, כיף עם היחסות הכללית.

פרייזר: ומתי אתה מקווה שתהיה לך הגילוי הראשון שלך.

ד"ר וולדמן: אז האינטרפרומטרים של LIGO - כל שלושת האינטרפרומטרים - ש- LIGO מפעילה, פועלים כולם ברגישויות עיצוביות. אנחנו כרגע באמצע ריצת ה- S5 שלנו; הריצה המדעית החמישית שלנו, שהיא ריצת שנה. כל מה שאנחנו עושים במשך שנה זה לנסות לחפש גלי כבידה. כמו עם הרבה דברים באסטרונומיה, רוב זה לחכות ולראות. אם סופרנובה לא מתפוצצת, אנחנו כמובן לא הולכים לראות אותה. וכך עלינו להיות מקוונים זמן רב ככל האפשר. ההסתברות לצפייה באירוע, כמו אירוע סופרנובה, נחשבת לאזור - ברגישות הנוכחית שלנו - מחשבה שאנחנו הולכים לראות אירוע כל 10-20 שנה. יש מגוון גדול. בספרות ישנם אנשים שטוענים שנראה מספר רב בשנה, ויש אנשים שטוענים כי לא נראה אף פעם את הרגישות שלנו. ותווך הביניים השמרני הוא אחת לעשר שנים. מצד שני, אנו משדרגים את הגלאים שלנו ברגע שההפעלה הזו תסתיים. ואנחנו משפרים את הרגישות על ידי גורם של 2, מה שיגדיל את קצב הגילוי שלנו בפקטור של 2 קוביות. מכיוון שרגישות היא רדיוס ואנחנו בודקים נפח במרחב. עם הגורם הזה של 8-10 בשיעור הגילוי, עלינו לראות אירוע אחת לשנה. ואז לאחר מכן, אנו משדרגים למה שמכונה Advanced LIGO, שהוא גורם של 10 שיפור הרגישות. במקרה כזה נראה כמעט גלי גלי כוח משיכה פעם ביום בערך; כל 2-3 יום. מכשיר זה נועד להיות כלי אמיתי מאוד. אנו רוצים לעשות אסטרונומיה של כוח המשיכה; לראות אירועים כל כמה ימים. זה יהיה כמו שיגור הלוויין סוויפט. ברגע שסוויפט עלתה, התחלנו לראות התפרצויות קרני גאמה כל הזמן, ו- Advanced LIGO יהיה דומה.