Czech National Team

Informace - pomoc

Pomoc s projekty a nastavením: forest
e-mail: forest(at)czechnationalteam.cz
Administrátor: kyong
e-mail: kyong(at)czechnationalteam.cz
Statistiky: vkliber
e-mail: vkliber(at)czechnationalteam.cz

Czech National Team o. p. s. - nezisková organizace
Podpořte nás

Formula BOINC

Spřátelené weby

Česká astronomická společnost - www.astro.cz

Instituce, které podpořily vznik a provoz týmových počítačů

Intel

Vimbau

Počítadlo přístupů

Subdoména Einstei@home

* Einstein@Home - článek na pokračování: část č.3

Vydáno dne 28. 01. 2005 (8533 přečtení)

Historie přímé detekce gravitačních vln

                                    Historie přímé detekce gravitačních vln

      Honba za nesnadným cílem, jaký přímá detekce gravitačních vln představuje, odstartovala až v 60. letech.

      První známé pokusy detekce gravitačních vln pochází od Josepha Webera. O detekci se pokoušel pomocí dvou velkých hliníkových válců. Jeden z válců byl umístěn na Universitě v Marylandu v blízkosti Washingtonu, D.C. a druhý v Argonne National Laboratory v blízkosti Chicaga. Vzdálenost válců byla asi 1 000 km. To proto, aby případná detekce gravitační vlny byla potvrzena z nezávislého místa a nešlo jen o lokální poruchu. Válce se chovaly jako přirozené oscilátory naladěné na frekvenci 1660 Hz. Byly vyrobeny z hliníku, jejich hmotnost byla 1,4 tuny, průměr měly 66 cm a délku 153 cm. Každý válec byl zavěšen ve vakuu na kovovém vlákně a mechanicky zcela oddělen od okolí. Přibližně ve středu byl umístěn piezoelektrický snímač propojený s elektronickými obvody citlivými na základní frekvenci oscilací válce. Válce byly zprovozněny v roce 1966 a v roce 1972 byla naměřena jediná koincidence, která se již nikdy nezopakovala. Dnes se soudí, že relativní citlivost h=ΔL/L ~ 10-15 tohoto zařízení nebyla dostatečná pro detekci gravitačních vln z běžných zdrojů.

     Jejich dokonalejší následníci také ještě úspěšní nebyli, přestože užívají mnohem lepší kvantové senzory a tepelný šum potlačují chlazením na teploty blízké absolutní nule.             

      Kryogenní zařízení pracující při T = 3 K jako je EXPLORER (laboratoř v CERNu), ALLEGRO (USA), MINIGRAIL (holandso) nebo NIOBE (australský Perth) dosahují citlivosti kolem h = 10-18.  

       Italské superkryogenní detektory (T = 0,01 K) NAUTILUS ve Frascati u Říma a AURIGALegniaro mají citlivost dokonce h = 10-19. Hlavní nevýhodou rezonančních detektorů je však jejich naladění na privilegovanou rezonanční frekvenci (většinou kolem 900 Hz) a tedy neschopnost zaznamenávat případné signály v širokém frekvenčním pásmu. To pochopitelně snižuje jejich celkovou účinnost i potenciální užitečnost.

 

Explorer

 





Allegro

 





Minigrail

 







Niobe

 

 

Nautilus

 

Auriga

 

       Zdálo se proto, že budoucnost bude patřit spíše širokospektrálním detektorům gravitačních vln jiného typu - obřím interferometrům. K pokusu o detekci gravitačních vln použili interferometr poprvé Rainer Weiss a Weberův žák Robert Forward počátkem 70. let. Nápad je to velmi přirozený. Efekt gravitační vlny je totiž právě takový, že v příčné rovině periodicky zkracuje a prodlužuje vzdálenost mezi centrálním polopropustným zrcátkem a odrazivým testovacím tělesem volně zavěšeným na konci jednoho ramene, zatímco současně zvětšuje a zmenšuje vzdálenosti ve druhém rameni interferometru kolmém na rameno první. Výsledkem je periodický posun interferenčních proužků, který je úměrný amplitudě h gravitační vlny.

 

     V 90. letech byl nejlepším detektorem tohoto typu čtyřicetimetrový interferometr MARK 2 s citlivostí řádově h = 10-18 zkonstruovaný na Caltechu v americké Pasadeně skupinou soustředěnou kolem Kipa Thorna a Ronalda Drevera.

 

Mark 2

 

       Podobná zařízení byla koncem 20. století sestrojena a testována i v Evropě, konkrétně v Garchingu a Glasgow ve skupinách kolem Karstena Danzmanna, Jamese Hougha a Bernarda Schutze. Dnes již je ovšem zřejmé, že gravitační vlny s amplitudou h = 10-18 se mohou vyskytovat jen vzácně, například tehdy, dojde-li k výbuchu supernovy v relativně blízké oblasti v naší Galaxii. Aby se však z detekce gravitačních vln mohl stát vědecký pozorovací program, je zapotřebí vybudovat novou generaci interferometrů s citlivostí alespoň tisíckrát lepší.

        Dosáhnout citlivosti řádu h = 10-21 není ale pochopitelně vůbec snadné. Testovací tělesa vzdálená např. 1 km se vlivem takto slabé gravitační vlny přiblíží jen o 10-18 m, pouhou tisícinu rozměru protonu! Na první pohled se zdá být zhola nemožné změřit tak nepatrný posun pomocí světla s vlnovou délkou 10-6 m a zrcadel složených z atomů o rozměrech 10-10 m, to vše za neustálé přítomnosti seismické aktivity zemského povrchu řádu 10-6 m. A přesto je něco takového teoreticky i technicky možné. Je však zapotřebí vyvinout precizní optický systém s  vysoce stabilním laserem, nebývale  kvalitními křemennými zrcadly a kompenzačními servomechanismy, vše vnořit do vysokého vakua s hodnotami tlaku menšími než 10-9 Pa, zkonstruovat účinné izolátory vnějších vibrací a nalézt sofistikovanější metody analýzy získaných dat. Především je ovšem nutno řádově zvětšit rozměry interferometru.

 

 

Doplnění k článku číslo 2: Russel A. Hulse a Joseph H. Taylor. Tento unikátní systém vykazoval celou řadu jevů předpovídaných obecnou relativitou. Například stáčení periastra soustavy činí 4° za rok (připomeňme, že stejný jev způsobuje stáčení dráhy Merkuru o pouhých 43" za století). Z dalších naměřených jevů upozorněme alespoň na relativistický Dopplerův jev, červený gravitační posuv, dilataci času způsobenou vzájemným oběhem a stáčení světelných paprsků.
     Nejznámějším se ale stal objev zkracování periody odpovídající vyzařování gravitačních vln. Oběžná perioda podvojného pulsaru činí 7 h 45 min a zkracuje se o 76×10-6 s/rok díky vyzařování gravitačních vln. R. A. Hulse a J. H. Taylor tak poprvé v historii nepřímo detekovali gravitační vlny. Šlo jen o měření důsledku vyzařování gravitačních vln, nikoli o jejich přímou detekci a tak nelze zatím hovořit o objevu gravitačních vln. Optimisté však doufají, že přímá detekce gravitačních vln na sebe nenechá příliš dlouho čekat.
      Dnes je známo přes 1000 pulsarů, z toho více jak 40 podvojných. Například pulsar PSR 1534+12, objevený v roce 1991, má ještě lepší parametry pro testování obecné teorie relativity než PRS 1913+16.

 

Autor:Forest

Ve čtvrté části se koukneme na největší interferometr současnosti.



Svůj komentář na tento článek, co by mělo být opraveno, či doplněno můžete napsat do této sekce na našem týmovém fóru.
Téma s komentářem k tomu konkrétnímu článku, by mělo nést stejný název, jako článek na webu.

[Akt. známka: 1,00 / Počet hlasů: 1] 1 2 3 4 5
Celý článek | Autor: Dušan Vykouřil (forest) | Informační e-mailVytisknout článek
sonna.com.ua


Czech National Team | Projekty CNT | Statistiky CNT | Distribuované výpočty CNT | SETI CNT | Einstein CNT | Asteroids | Fórum CNT | Chat CNT | Galerie CNT | RSS


© Czech National Team, o.s.