Kütle çekimsel dalga astronomisi

İki büyük nesnenin birbiri etrafında dönerek oluşturduğu çift yıldız kütle çekimsel dalga astronomisinin önemli bir örneğidir. Sistem döndükçe kütle çekimsel ışımayı emer, bu enerji ve momentumu dışarı taşır ve bu da yörüngenin küçülmesine sebep olur.[1][2] Yukarıda eLISA gibi uzay detektörleri için önemli bir kaynak olan çift beyaz cüce yıldız sistemi gösterilmiştir. Beyaz cücelerden muhtemel birleştirici, üçüncü panelde temsil edilmiş süpernovaya sebep olabilir

Kütle çekimsel dalga astronomisi, gözlemsel astronominin, nötron yıldızları ve kara delikler gibi nesneler ve süpernova ve büyük patlamadan hemen sonraki evrenin işleyişi hakkında gözlemsel veri toplamak için kütle çekimsel dalgayı(Einstein tarafından genel görelilikte tahmin edilen uzayzamanın dakika sapmaları) kullanan, yeni geliştirilen bir dalıdır.

Kütle çekimsel dalgaların görelilik teorisine dayalı sağlam teorik temeli vardır. İlk defa 1916'da Einstein tarafından öngörülmüştür; genel göreliliğin özel bir sonucu olmasına rağmen, özel göreliliğe uyan kütle çekiminin bütün teorilerinin genel özelliğidir.[3] Kütle çekimsel dalgaların varlığına dair ilk dolaylı gözlemsel kanıtlar 1974'de Hulse–Taylor çift pulsarı ölçümlerinde bulundu ve kütle çekimsel dalgalardan tam beklenildiği yörüngede hareket etmişlerdir.[4] Richard Hulse ve Joseph Taylor 1993'de bu keşiften dolayı Nobel Fzik ödülüne layık görüldüler.[5] Sonrasında,kütle çekimsel dalga tahminlerine uyan birçok çift pulsar gözlemlendi.[6] Bu gözlemler kütle çekimsel dalga yayılımının etkisini göstermiştir ama kütse çekimsel dalgaların kendisini ölçmemize izin vermemişlerdir.

Büyük patlamadan 10−36  saniye sonra evrenin hızla genişlemesi hipotezi olan Kozmik enflasyon kütle çekimsel dalgalara sebep olur; polarizasyonda ve kozmik mikrodalga arka plan ışımasında karakteristik izler bırakır.[7][8] Mikrodalga ışımasındaki modellerin ölçümlerinden ilkel kütle çekimsel dalgaların özelliklerini hesaplamak mümkündür, ve erken evren hakkında bilgi edinilebilir. Yine de kütle çekimsel dalgalar doğrudan tespit edilemez, ama var oldukları diğer astronomik tekniklerle anlaşılabilir.

Kütle çekimsel dalgaların doğrudan tespitini yapmayı uman birçok güncel bilimsel birlik vardır. Yer tabanlı detektörlerin dünya çapında ağları vardır ve bunlar aşağıdakiler dahil kilometrelerce lazer girişimölçerleridir: Kütle Çekimsel  Dalga Lazer Girişimölçeri Rasathanesi(LIGO), MIT, Caltech ve LIGO Bilimsel Birliği bilimadamları ve Livingston, Louisiana ve Hanford, Washington'daki detektörler ile ortak proje; Virgo, Avrupa Kütle Çekim Rasathanesi, Cascina, İtalya; GEO 600 Sarstedt, Almanya, ve Kamioka Kütle Çekimsel Dalga Detektörü (KAGRA),  Tokyo üniversitesi Kamioka Rasathanesi, Japonya. LIGO ve Virgo gelişmiş ayarlarla geliştirildi, Geliştirilmiş LIGO 2015'de gözlemlerine başladı ve Geliştirilmiş Virgo'nun da 2016'da başlayaması bekleniyor. Daha da gelişmiş olan KAGRA ise 2018'de tamamlamış olacak. GEO 600 güncel olarak hazır, lakin hassaslığından dolayı gözlem yapamaz durumda; ana görevi teknolojiyi denemek. 2020'nın sonuna kadar yer tabanlı detektörlerin ilk tespiti yapmaları umuluyor.

Tespit için kullanılan alternatif araç ise pulsar zamanlama dizileridir(PTAs). Avrupa Pulsar Zamanlama Dizisi (EPTA), Kuzey Amerika Nanohertz Kütle Çekimsel Dalga Rasathanesi (NANOGrav), ve Uluslararası Pulsar Zamanlama Dizisi ile ortaklaşa çalışan Parkes Pulsar Zamanlama Dizisi (PPTA) olmak üzere üç konsorsiyum vardır. Bunlar mevcut radyo teleskoplarının kullanmaktaydı, lakin bu teleskoplar nanohertz düzeyindeki frekanslara duyarlı olduğundan için, bunca yıllık gözlemlerin sinyal tespit etmesi gerekiyordu ve detektör hassaslığı gitgide gelişti. Şu anki sınırlar astrofiziksel kaynakların beklentilerine yaklaşmaktadır.[9]

İleriki gelecekte,uzay tabanlı detektörler olması mümkündür. Avrupa Uzay Ajansı kütle çekimsel dalga görevini L3 görevi olarak 2034'de başlayacağını belirledi ve güncel anlayış gelişmiş Lazer Girişimölçer Uzay Antenidir (eLISA).[10] Ayrıca Japon Deci-hertz Kütle Çekimsel Dalga Lazer Girişimölçeri Rasathanesi de gelişmektedir(DECIGO).

Bilim potansiyeli

Astronomi karakteristik olarak elektromanyetik radyasyona dayanmaktadır. Astronomi görünür-ışık astronomisiyle ve çıplak gözle görülebilenlerle başlamıştır. Teknoloji geliştikçe elektromanyetik tayfın radyo ve gama gibi diğer parçaları da gözlemlenmeye elverişli hale geldi.[11] 20.yüzyılın sonlarında, nötrino astronomisi alanında güneşsel nötrino bulunmasıyla,eski bir görünmez fenomen olan Güneş'in içsel işleyişi konusunu aydınlattı.[12][13] Kütle çekimsel dalgaların bulunması astrofiziksel gözlem yapmak için yeni araçlar yapılmasını sağlayacak.

Kütle çekimsel dalga detektörlerinden ayrılma gürültü eğrileri frekans fonksiyonlarıdır. Çok düşük frekanslardaki pulsar zamanlama dizileri, Avrupa Pulsar Zamanlama Dizisi (EPTA) gelecek Uluslararası Pulsar Zamanlama Dizisi(IPTA); düşük frekanslarda uzay detektörleri, önceden önerilen Lazer Girişimölçer Uzay Anteni (LISA) ve güncel olarak önerilen gelişmiş Lazer Girişimölçer Uzay Anteni (eLISA), ve yüksek frekanslarda yer tabanlı detektörler , başta Kütle Çekimsel Dalga Lazer Girişimölçeri Rasathanesi (LIGO) vee geliştirilmiş hali (aLIGO). Potansiyel astrofiziksel kaynakların karakteristik izleri gösterilmiştir. Karakteristik iz sinyallerinin fark edilebilmesi için gürülte eğrisinin üzerinde olması gerekir.[14]

Kütle çekimsel dalgalar, diğer araçlar tarafından kullanılan tamamlayıcı bilgiler sağlar. Tek bir olayın farklı araçlarla yapılan gözlemlerini birleştirerek, kaynağın özelliklerini tam olarak anlayabiliriz. Bu çoklu haberci astronomisi olarak bilinir. Kütle çekimsel dalgalar diğer araçlarla gözlemlenemeyen (ya da fark edilmesi neredeyse imkansız) sistemleri de gözlemlemek için kullanılabilir örneğin,kara delikleri özelliklerini ölçmede eşsiz bir yöntem sağlamaktalar.

Kütle çekimsel dalgalar birçok sistem tarafından yayılır, lakin algılanabilir sinyal yaratması için kaynak son derece büyük kütleye sahip olmalı ve neredeyse ışık hızında hareket etmeli. Ana kaynak çift sıkışık yıldızlardır. Diğer örnek sistemler:

Çiftlere ek olarak başka potansiyel kaynaklar da vardır:

Daha hiç kütle çekimsel dalga bulunamamış olması, daha başka kaynaklar da olabileceğini düşündürür.

Kütle çekimsel dalgalar madde ile sadece zayıf etkileşim kurarlar. Bu sebepten dolayın onları fark etmesi zordur. Yani evren boyunca serbest dolaşabilirler, ve elektromanyetik radyasyon gibi dağılmazlar ya da absorbe edilmezler. Yine bu sebepten süpernova ya da galaksi merkezi gibi yoğun bir sistemin merkezinden bile görünürler. Elektromanyetik radyasyonun aksine zamanda geçmiştekileri de görünebilirler, çünkü erken Evren yeniden birleşme evresindeyken opaktı ama kütle çekimsel dalgalara karşı saydamdı. 

Kütle çekimsel dalgaların evren boyunca serbest dolaşma yeteneğinden dolayı kütle çekimsel dalga detektörleri teleskopların aksine tek bir görüş alanını değil bütün gökyüzünü gözlemlerler. Detektörler bazı yönlerde diğerlerine göre daha hassastır ve bu da detektör ağına sahip olmanın en faydalı tarafıdır.[31]

Gelişim

 LIGO Hanford Kontrol Odası

2015'den itibaren,kütle çekimsle dalgalar sadece dolaylı olarak saptandı ve kütle çekimsel dalga astronomisi gözlemsel sonuç eksikliği yaşıyor.Yine de, kütle çekimsel dalga astronomisini ayakta tutmak için birçok kütle çekimsel dalga detektörü üretiliyor. Yeni bir araştırma alanı olarak - hala gelişmekte - ,yine de 21.yüzyılın çoklu-mesaj astronomisinin kurulmuş bir bileşen olacağına dair astrofizik camiasında fikir birliği oluşmuş bile.

Kütle çekimsel dalga saptamak, elektromanyetik tayf gözlemlerini tamamlayacağını vaat ediyor.[32][33] Bu dalgalar ayrıca elektromanyetik dalgaları gözlemleyerek elde edemeyeceğimiz verimli bilgileri sunacağını vaat ediyor. Elektromanyetik dalgalar absorbe edilip tekrar saçılabilirler ve bu da kaynak zorluğu hakkında fikir yürütmeyi zorlaştırıyor. Kütle çekimsel dalgalar maddeyle sadece zayıf etkileşim kurarlar, yani saçılmazlar ve emilmezler. Bu astronomların süpernova merkezlerini, bulutsuları, ve hatta çarpışan galaktik çekirdekleri yeni yollardan görmelerini sağlayabilir.

Yer tabanlı detektörlerden sarmal faz, yıldız kaynaklı kara delikler çiftinin birleşmesi, bir kara delik ve nötron yıldızı barındıran çiftler (gama-ışın patlamasında aday mekanizma) hakkında yeni bilgiler sunması beklenmektedir. Ayrıca merkezi çökmüş süpernovalardan, ve küçük bozulmaları olan pulsarlar gibi periyodik kaynaklardan sinyal yakalayabilirler. Eğer hal değişiminin belli çeşitlerinde veya çok erken evrende (kozmik zamanda 10−25 'nci saniyede) uzun kozmik sicimden patlama dolaşımı hakkındaki kurgular doğruysa bunlarda yakalanabilir.[34] LISA gibi uzay merkezli detektörler iki beyaz cüce barındıran çiftleri ve  AM CVn yıldızını( çift eşinden madde çekerek büyüyen beyaz cüce , düşük kütleli helyum yıldızı) fark etmesi ve de dev kara deliklerin birleşmesini ve küçük nesnelerin (bir ve bin arası güneş kütleliler) sarmallarının kara deliklere çekilmesini gözlemlemesi gerekir. LISA aynı zamanda yer tabanlı detektörler gibi erken evrenden gelen aynı kaynakları da dinleyebilir,lakin çok düşük frekansta ve çok yükseltilmiş hassaslıkla.[35]

Yayılan kütle çekimsle dalgaları belirlemeye çalışmak çok zor bir uğraştır. Bunun için üstün sabitlikte yüksek kalite lazerlere ve en az 2·10−22 Hz-1/2  arası hassaslığa ayarlı, GEO-600 gibiyer tabanlı detektörler gerekir.[36] Ayrıca süpernova patlamaları gibi büyük astronomik olaylardan sonra bile, bu dalgaların titreşimleri atomik çap kadar küçülebilir.[37] Yer tabanlı ve uzay merkezli tespit sistemlerinin yüksek hassasiyeti bu güvenilmez dalgaları yakalamalı.

Kaynaklar

  1. ↑ Peters, P.; Mathews, J. (1963).
  2. ↑ Peters, P. (1964).
  3. ↑ Schutz, Bernard F. (1984).
  4. ↑ Hulse, R. A.; Taylor, J. H. (1975).
  5. ↑ "The Nobel Prize in Physics 1993".
  6. ↑ Stairs, Ingrid H. (2003).
  7. ↑ Hu, Wayne; White, Martin (1997).
  8. ↑ Kamionkowski, Marc; Stebbins, Albert; Stebbins, Albert (1997).
  9. ↑ Sesana, A. (22 May 2013).
  10. ↑ "ESA's new vision to study the invisible universe".
  11. ↑ Longair, Malcolm (2012).
  12. ↑ Bahcall, John N. (1989).
  13. ↑ Bahcall, John (9 June 2000).
  14. ↑ Moore, Christopher; Cole, Robert; Berry, Christopher (19 July 2013).
  15. ↑ Nelemans, Gijs (7 May 2009).
  16. ↑ Stroeer, A; Vecchio, A (7 October 2006).
  17. ↑ Abadie, J; Abbott, R.; Abernathy, M.; Accadia, T.; Acernese, F.; Adams, C.; Adhikari, R.; Ajith, P.; Allen, B.; Allen, G.; Amador Ceron, E.; Amin, R. S.; Anderson, S. B.; Anderson, W. G.; Antonucci, F.; Aoudia, S.; Arain, M. A.; Araya, M.; Aronsson, M.; Arun, K. G.; Aso, Y.; Aston, S.; Astone, P.; Atkinson, D. E.; Aufmuth, P.; Aulbert, C.; Babak, S.; Baker, P.; et al. (7 September 2010).
  18. ↑ "Measuring Intermediate-Mass Black-Hole Binaries with Advanced Gravitational Wave Detectors".
  19. ↑ "Observing the invisible collisions of intermediate mass black holes".
  20. ↑ Volonteri, Marta; Haardt, Francesco; Madau, Piero (10 January 2003).
  21. ↑ Sesana, A.; Vecchio, A.; Colacino, C. N. (11 October 2008).
  22. 1 2 Amaro-Seoane, Pau; Aoudia, Sofiane; Babak, Stanislav; Binétruy, Pierre; Berti, Emanuele; Bohé, Alejandro; Caprini, Chiara; Colpi, Monica; Cornish, Neil J; Danzmann, Karsten; Dufaux, Jean-François; Gair, Jonathan; Jennrich, Oliver; Jetzer, Philippe; Klein, Antoine; Lang, Ryan N; Lobo, Alberto; Littenberg, Tyson; McWilliams, Sean T; Nelemans, Gijs; Petiteau, Antoine; Porter, Edward K; Schutz, Bernard F; Sesana, Alberto; Stebbins, Robin; Sumner, Tim; Vallisneri, Michele; Vitale, Stefano; Volonteri, Marta; Ward, Henry; Babak, Stanislav; Binétruy, Pierre; Berti, Emanuele; Bohé, Alejandro; Caprini, Chiara; Colpi, Monica; Cornish, Neil J.; Danzmann, Karsten; Dufaux, Jean-François; Gair, Jonathan; Jennrich, Oliver; Jetzer, Philippe; Klein, Antoine; Lang, Ryan N.; Lobo, Alberto; Littenberg, Tyson; McWilliams, Sean T.; Nelemans, Gijs; Petiteau, Antoine; Porter, Edward K.; Schutz, Bernard F.; Sesana, Alberto; Stebbins, Robin; Sumner, Tim; Vallisneri, Michele; Vitale, Stefano; Volonteri, Marta; Ward, Henry (21 June 2012).
  23. ↑ Berry, C. P. L.; Gair, J. R. (12 December 2012).
  24. ↑ Amaro-Seoane, Pau; Gair, Jonathan R; Freitag, Marc; Miller, M Coleman; Mandel, Ilya; Cutler, Curt J; Babak, Stanislav (7 September 2007).
  25. ↑ Gair, Jonathan; Vallisneri, Michele; Larson, Shane L.; Baker, John G. (2013).
  26. ↑ Kotake, Kei; Sato, Katsuhiko; Takahashi, Keitaro (1 April 2006).
  27. ↑ Abbott, B.; Adhikari, R.; Agresti, J.; Ajith, P.; Allen, B.; Amin, R.; Anderson, S.; Anderson, W.; Arain, M.; Araya, M.; Armandula, H.; Ashley, M.; Aston, S; Aufmuth, P.; Aulbert, C.; Babak, S.; Ballmer, S.; Bantilan, H.; Barish, B.; Barker, C.; Barker, D.; Barr, B.; Barriga, P.; Barton, M.; Bayer, K.; Belczynski, K.; Berukoff, S.; Betzwieser, J.; et al. (2007).
  28. ↑ "Searching for the youngest neutron stars in the galaxy".
  29. ↑ Binétruy, Pierre; Bohé, Alejandro; Caprini, Chiara; Dufaux, Jean-François (13 June 2012).
  30. ↑ Damour, Thibault; Vilenkin, Alexander (2005).
  31. ↑ Schutz, Bernard F (21 June 2011).
  32. ↑ Price, Larry (September 2015).
  33. ↑ "PLANNING FOR A BRIGHT TOMORROW: PROSPECTS FOR GRAVITATIONAL-WAVE ASTRONOMY WITH ADVANCED LIGO AND ADVANCED VIRGO".
  34. ↑ See Cutler & Thorne 2002, sec. 2.
  35. ↑ See Cutler & Thorne 2002, sec. 3.
  36. ↑ See Seifert F., et al. 2006, sec. 5.
  37. ↑ See Golm & Potsdam 2013, sec. 4.

Dış bağlantılar

This article is issued from Vikipedi - version of the 11/17/2016. The text is available under the Creative Commons Attribution/Share Alike but additional terms may apply for the media files.