Gravitationsstrålning














 

Gravitationsstrålningens existens har fortfarande inte bekräftats genom direkta experiment trots att den förutsades av Albert Einstein för mer än 80 år sedan. Anledningen till detta 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 som är lätt att detektera trots de otroliga energimängderna som frigörs p g a de stora avstånden som de vanligtvis inträffar på. 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.

Detektionsinstrument

Det är först nu i början på det nya milleniet som man börjar färdigställa instrument som är känsliga nog att detektera gravitationsstrålning från relativt vanliga kosmiska händelser. Just nu håller man på att bygga ett antal s k laserinterferometrar och dessa verkar bli inneinstrumentet nummer ett i början av årtusendet. Den första - och den mest kända laserinterferometern - är LIGO (Laser Interferometer Gravitationalwave Observatory) som just nu byggs i Hanford, Washington. En kopia av denna byggs samtidigt i Livingston, Louisiana. Vitsen med två stycken detektorer är att man kan avgöra vilka signaler som är (extra-)galaktiska och vilka som är brus samt bestämma ifrån vilken riktning som gravitationsvågorna kommer ifrån.

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 Horison 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.)
Stýrkan hos gravitationsstrålningen vid olika frekvenser hos potentiella händelser i Universum.

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 h = c^(-2) * 4G (E_kinetisk_och_icke_sfärisk / c^2) / r.

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.

Tillbaka till Kosmologikas hemsida Nästa sida