Rivelatore di onde gravitazionali

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Un rivelatore di onde gravitazionali è ogni esperimento progettato per misurare le onde gravitazionali, distorsioni minuscole dello spaziotempo predette già nella teoria della relatività generale di Einstein.

Complicazioni[modifica | modifica wikitesto]

La direzione diretta delle onde gravitazionali viene complicata straordinariamente dal piccolo effetto che le onde produrrebbero in un rivelatore. L'ampiezza di un'onda sferica decadrà secondo l'inverso della distanza dalla sorgente (il termine 1/r nelle formule per un h più elevato). Di conseguenza, anche le onde dei sistemi estremi, come l'assorbimento da parte dei buchi neri binari, si estinguono ad una piccolissima ampiezza a causa del tempo che esse impiegano per raggiungere la Terra. Gli astrofici si aspettano che alcune onde gravitazionali passando la Terra possano essere così ampie come h\approx 10^{-20}, ma generalmente non più grandi. [senza fonte]

Barre di Weber[modifica | modifica wikitesto]

Un semplice dispositivo per rivelare il moto dell'onda supposta è chiamato barra di Weber — un grande barra solida di metallo isolato dalle vibrazioni esterne. Questo tipo di strumento fu il primo tipo di rivelatore di onde gravitazionali. Le tensioni nello spazio dovute ad un'onda gravitazionale incidente eccita la frequenza risonante della barra in modo da poter essere amplificato ai livelli rilevabili. Plausibilmente, una supernova vicina può essere abbastanza forte da essere vista senza amplificazione risonante. Le forme moderne della barra di Weber sono ancora funzionanti, raffreddate criogenicamente, con dispositivi di interferenza a quanto superconducente[1] per rilevare vibrazione. Le barre di Weber non sono abbastanza sensibili per rivelare ogni cosa, ma in linea di massima le potenti onde gravitazionali.[2]

La MiniGRAIL è un'antenna di onde gravitazionali sferiche che usa questo principio. Essa è impiantata nella Leiden University e consiste in una sfera di 1150 kg fabbricata impegnativamente e raffreddata criogenicamente a 20 mK.[3] La configurazione sferica permette uguale sensibilità in tutte le direzioni, ed è alquanto più semplice sperimentalmente dei più grandi dispositi lineari che richiedono un grande vuoto. Gli eventi sono rilevati misurando le deformazioni della sfera del rivelatore. La MiniGRAIL è altamente sensibile nel campo di 2—4 kHz, adatta per rivelare onde gravitazionali prodotte dalle instabilità della stella di neutroni rotante o i piccoli assorbimenti di un buco nero.[4]

Interferometri[modifica | modifica wikitesto]

Diagramma schematico di un interferometro laser.

Un rivelatore più sensibile usa l'interferometria laser per misurare il moto indotto dell'onda gravitazionale fra masse separate 'libere'[5]. Questo permette alle masse di essere separate da grandi distanze (incrementando la dimensione del segnale); un ulteriore vantaggio è quello di essere sensibile a un largo campo di frequenze (non precisamente quelle vicine a una risonanza come nel caso delle barre di Weber). Gli interferometri terrestri sono attualmente operazionali. Al presente, il più sensibile è il LIGO — (in inglese Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory). Il LIGO ha tre rivelatori: uno a Livingston, nella Louisiana; gli altri due (nello stesso tubo a vuoto) ad Hanford Site e a Richland, nello stato di Washington. Ognuno di essi è costituito da due bracci per l'immagazzinamento della luce lunghi da 2 a 4 kilometri, posti ad angoli di 90 gradi l'un l'altro, con la luce passante attraverso tubi a vuoto del diametro di 1m che percorre tutti i 4 kilometri. Un'onda gravitazionale passante allungherà leggermente un braccio si da renderlo più corto dell'altro. Questo è precisamente il moto a cui un interferometro è estremamente sensibile.

Anche con tali lunghi bracci, le onde gravitazionali più forti cambieranno solo la distanza fra le estremità dei bracci al massimo approssimativamente di 10^{-18} metri. Il LIGO sarebbe capace di rilevare onde gravitazionali così piccole come h \approx 5\times 10^{-22}. I miglioramenti attuati per il LIGO ed altri rivelatori come il VIRGO, il GEO 600, e il TAMA 300 incrementerebbero ancora ulteriormente la sensitibiltà; la prossima generazione di strumenti (Advanced LIGO e Advanced Virgo) saranno più di dieci volte sensibili. Un altro interferometro (LCGT) altamente sensibile è attualmente in fase di progetto. Un punto chiave è quello che in un aumento di dieci volte in sensibilità (raggio di 'portata') viene incrementato il volume di spazio accessibile allo strumento per un migliaio. Questo aumenta la percentuale dei segnali rilevabili che sarebbero visti da uno per decine di anni di osservazione, a decine per anno.

I rivelatori interferometrici sono limitati alle alte frequenze a causa del disturbo sparato (shot noise), il quale accade per il fatto che i laser producono fotoni in modo randomizzato; una analogia viene riferita alla pioggia—il tasso di piovosità, allo stesso modo dell'intensità del laser, è misurabile, ma le gocce di pioggia, come i fotoni, cadono in tempi randomizzati, causando fluttuazioni intorno al valore medio. Questo conduce a disturbare l'output del rivelatore ancor più delle scariche statiche della radio. In più, per la potenza sufficientemente alta del laser, la quantità di moto casuale trasferita nelle masse di test dai fotoni del laser scuotono gli specchi, mascherando i segnali alle basse frequenze. Il disturbo termico—per es. il moto browniano -- è un altro limite alla sensibilità. In aggiunta a queste sorgenti di disturbo 'stazionario' (costante), tutti i rivelatori terrestri sono limitati anche alle basse frequenze dal disturbo sismico, da altre forme di vibrazione ambientale e altre sorgenti di disturbo 'non stazionarie'; gli scricchiolii nelle strutture meccaniche, i fulmini o altre grandi perturbazioni elettriche, ecc. possono creare anche disturbi mascherando un evento o addirittura imitarlo. Tutte ciò deve essere preso in considerazione e escluso dall'analisi prima che un rilevamento possa essere considerato un vero evento di onde gravitazionali.

Gli interferometri spaziali, come il LISA e il DECIGO, sono ugualmente stati sviluppati. Il progetto LISA chiama per tre masse di test formando un triangolo equilatero, con i laser per ogni veicolo spaziale ad ogni altro, formando due interferometri indipendenti. Il LISA è progettato per occupare un'orbita solare seguendo la Terra, con ogni braccio del triangolo di cinque milioni di kilometri. Questo mette il rivelatore in una condizione ottimale di vuoto lontano dalle sorgenti di disturbo terrestri, sebbene sia ancora suscettibile di scariche disturbanti, come pure a manufatti causati dai raggi cosmici e vento solare.

Rivelatori di alta frequenza[modifica | modifica wikitesto]

Ci sono attualmente due rivelatori focalizzati sulla rilevazione all'estremo confine dello spettro dell'onda gravitazionale 10−7 to 105 Hz) (: uno all'Università di Birmingham, Inghilterra, e l'altro all'INFN di Genova, in Italia. Un terzo è sotto preparazione all'Università di Chongqing, in Cina. Il rivelatore di Birmingham misura i mutamenti nello stato della polarizzazione di un raggio di microonda circolante in una sequenza chiusa attraverso un contatore. Due sono stati fabbricati e attualmente si pensa siano sensibili alle tensioni dello spaziotempo periodico di h\sim{2 \times 10^{-13}/\sqrt{\mathit{Hz}}} , dato come una densità spettrale dell'ampiezza. Il rivelatore dell'INFN di Genova è un'antenna risonante consistente di due coppie di oscillatori armonici superconducenti sferici di alcuni centimetri di diametro. Gli oscillatori sono progettati per avere (quando spaiati) quasi uguali frequenze risonanti. Il sistema è attualmente pensato per avere una sensibilità alle tensioni dello spaziotempo periodico di h\sim{2 \times 10^{-17}/\sqrt{\mathit{Hz}}} , con la aspettativa di giungere ad una sensibiltà di h\sim{2 \times 10^{-20}/\sqrt{\mathit{Hz}}} . Il rivelatore dell'Università di Chongqing è progettato per rilevare i residui di onde gravitazionali ad alta frequenza con i tipici parametri predetti? g ~ 1010 Hz (10 GHz) e h ~ 10−30-10−31.

Parkes Pulsar Timing Array[modifica | modifica wikitesto]

Un differente approccio per rilevare le onde gravitazionali è usato dal Parkes Pulsar Timing Array. Questo progetto si propone di rilevare le onde gravitazionali cercando il ritardo del tempo gravitazionale che esso causa riguardo alle pulsazioni provenienti da un apparato delle ben note pulsar.[6]

Einstein@Home[modifica | modifica wikitesto]

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi Einstein@Home.

In un certo senso, i segnali più facili da rilevare sarebbero sorgenti costanti. Supernove e stella di neutroni o assorbimenti del buco nero avrebbero più vasta ampiezza e sarebbero molto interessanti, ma le onde generate saranno più complicate. Le onde emesse dalla rotazione incostante della stella di neutroni sarebbero "monocromatiche" — come un tono puro in acustica. Non cambierebbe moltissimo in ampiezza o frequenza.

L'Einstein@Home è un progetto di calcolo distribuito, simile al SETI@home, inteso a rilevare questo tipo di semplice onda gravitazionale. Prendendo dati dal LIGO e GEO 600, e spedendoli poi in pochi frammenti a migliaia di volontari per l'analisi parallela eseguita sul loro computer, l'Einstein@Home può vagliare attraverso i dati molto più velocemente di quanto sarebbe possibile diversamente.[7]

Rivelatori di onde gravitazionali specifiche[modifica | modifica wikitesto]

Note[modifica | modifica wikitesto]

  1. ^ In inglese superconducting quantum interference devices (SQUID)
  2. ^ Per un'analisi riguardo ad esperimenti recenti in cui vengono usate le barre di Weber, vedi J. Levine, Early Gravity-Wave Detection Experiments, 1960-1975 in Physics in Perspective (Birkhäuser Basel), vol. 6, nº 1, aprile 2004, pp. 42–75, DOI:10.1007/s00016-003-0179-6. (in lingua inglese)
  3. ^ (EN) Gravitational Radiation Antenna In Leiden
  4. ^ (EN) Arlette de Waard, Luciano Gottardi, and Giorgio Frossati, Spherical Gravitational Wave Detectors: cooling and quality factor of a small CuAl6% sphere in Marcel Grossman meeting on General Relativity, Rome, Italy.
  5. ^ L'idea di usare l'interferometria laser per il rilevamento dell'onda gravitazionale fu per la prima volta menzionato da Gerstenstein e Pustovoit nel 1963 Sov. Phys.–JETP 16 433. Weber la menzionò in un taccuino di laboratorio non pubblicato. Rainer Weiss per primo descrisse in dettaglio una soluzione pratica con un'analisi di limitazioni realistiche nella tecnica in R. Weiss (1972). "Electromagetically Coupled Broadband Gravitational Antenna". Quarterly Progress Report, Research Laboratory of Electronics, MIT 105: 54.
  6. ^ PPTA wiki
  7. ^ Einstein@Home