في عام 2015 ، بعد ما يقرب من قرن من نشر أينشتاين النظرية العامة للنسبية ، تم التحقق من واحدة من أهم تنبؤاتها من خلال الاكتشاف المباشر: إنتاج موجات الجاذبية في الفضاء بواسطة الأجسام المتسارعة.
منذ ذلك الحين ، مكّن علم فلك الموجة الجاذبية من إجراء اختبارات لطبيعة الجاذبية وخصائص الثقوب السوداء ، وفي عام 2017 ، أدت الملاحظات الكهرمغنطيسية لدمج نجم نيوتروني مزدوج ينتج موجات جاذبية إلى التركيز على علم الفلك متعدد الرسائل. نراجع هنا تاريخ وإنجازات علم فلك الموجة الجاذبية ونتطلع إلى المستقبل.
الأساسية
في “عامه المعجزة” عام 1905 ، أظهر ألبرت أينشتاين أن الذرات موجودة ، وأظهر أن الضوء يأتي في عبوات منفصلة وأثبت من خلال حجج أنيقة أن المكان والزمان ليسا مطلقين 1،2،3،4.
كل هذه الأفكار كان لها تأثير عميق على تطور الفيزياء ، ولكن هنا نركز على إعادة صياغته لفهمنا للزمان والمكان.
باستخدام تجارب التفكير ، جادل أينشتاين بأن تدفق الوقت وقياس الطول يجب أن يعتمد على الحالة النسبية لحركة المراقب إذا كانت سرعة الضوء في الفراغ هي نفسها لجميع المراقبين.
لذلك عدّلت نظريته الخاصة في النسبية ميكانيكا نيوتن الكلاسيكية من خلال إدخال سلسلة متصلة جديدة ثلاثية الأبعاد ، وفضاء مرن. ومع ذلك ، كان مطلوبا رؤية جديدة لوصف الجاذبية.
استنتج أينشتاين أنه في الفراغ ، لن يتعرض الجسم المتساقط بحرية لأي قوة على الإطلاق ، ونتيجة لذلك يجب أن تكون الجاذبية مكافئة للتسارع .
سوف يتطور هذا الفكر “السعيد” في النهاية إلى ما نسميه مبدأ التكافؤ. هذه الكتلة التأسيسية لنظريته العامة للنسبية ستقوده حتماً إلى استنتاج مفاده أن الجاذبية يجب أن تكون تجسيدًا لانحناء الزمان والمكان.
نُشرت النظرية النسبية العامة لآينشتاين في صيغتها النهائية في 25 نوفمبر 1915. على الرغم من الأناقة الرياضية للنظرية ، وقدرة آينشتاين وقدرتها على شرح التباين الشاذ في مدار ميركوري ، كان القبول بطيئًا في البداية بسبب عدم وجود أدلة تجريبية واضحة.
نشأت فرصة ذهبية في 29 مايو 1919 ، عندما سمحت قياسات الكسوف الكلي للشمس من جزيرة برينسيبي في خليج غينيا ومن سوبرال ، للعلماء بقياس انحراف الضوء عن طريق الجاذبية ؛ بشكل حاسم ، كان التنبؤ النسبي العام لـ 1.7 arcsec ضعف الانحراف المتوقع باستخدام الجاذبية النيوتونية.
كانت الملاحظات ذات نوعية رديئة نسبيًا ، لكن الاتفاق مع توقعات النظرية العامة للنسبية ، جعل آينشتاين من المشاهير بين عشية وضحاها.
كانت مجموعة من الملاحظات التي تشير إلى الكسوف الشمسي في 22 أيلول / سبتمبر 1922 ، والتي لم تنشر كثيرًا ، ذات جودة عالية واتفاقها الدقيق مع النظرية العامة للنسبية أبطل أي شكوك متبقية حول صحة التنبؤ اتبعت اختبارات إضافية ، أولاً مع ملاحظة الانزياحات الحمراء الجاذبية في القياسات الفلكية في عام 1959 وفي المختبر في 1959 ، وبعد ذلك مع ملاحظة تأخير وقت الجاذبية في عام1964 .
هل تم اختبار كل تبعات نظرية أينشتاين؟ الجواب واضح ، كما سنرى لاحقًا في هذا المقال ، ولكن ضمن مجموعة الاختبارات التي تم إجراؤها ، مرت نظرية أينشتاين بألوان متطايرة.
المثال الأخير ، وربما الأكثر دراماتيكية ، هو الكشف الأخير عن موجات الجاذبية . في وقت مبكر من عام 1916 ، تنبأ أينشتاين أنه إذا كان من الممكن أن ينحني الزمكان في وجود المادة ، فيمكنه أيضًا تموج إذا تسارع الأمر.
لسوء الحظ ، كانت الورقة الأولى التي كتبها حول هذا الموضوع تحتوي على أخطاء رياضية تم تصحيحها فقط في عام 1918 .
والأهم من ذلك ، درس إدينجتون في عام 1922 ورقة أينشتاين وأشار – بالإضافة إلى خطأ رياضي آخر – إلى أن بعض حلول الموجة التي كان لدى أينشتاين حلول لها تم الحصول عليها يمكن أن يكون لها سرعات أعلى من الضوء ؛ وكتب في ورقته الملاحظة الرفضية القائلة بأن “سرعة الانتشار الوحيدة ذات الصلة بهم هي سرعة الفكر” .
من المفهوم الآن أن هذه الحلول هي عبارة عن قطع أثرية لنظام الإحداثيات الذي استخدمه آينشتاين ، وليس لها أي معنى مادي. لكن في ذلك الوقت ، ألقت تعليقات إدنغتون شكوكًا على طبيعة موجات الجاذبية ، والتي كان من شأن آينشتاين ومساعدته ناثان روزن أن يزيدوا سوءًا في السنوات اللاحقة.
سوف يستغرق الأمر 35 سنة أخرى حتى تتم تسوية هذه القضايا بالكامل. ظهرت حجة مهمة في عام 1957 في أحد المؤتمرات الأولى حول النظرية العامة للنسبية ، عندما أظهر طالب الدراسات العليا البريطاني فيليكس بيراني بدقة كيف يمكن أن تؤثر الموجات على الجزيئات المادية. حجة مهمة أخرى جاءت من ريتشارد فاينمان ، الذي استخدم تجربة فكرية ‘حبات لزجة’ ليقول أن موجات الجاذبية كان يجب أن يكون حقيقياً لأنهم اضطروا إلى حمل الطاقة ، وهو مفهوم أثبته فيما بعد مستشار بيراني ، هيرمان بوندي.
في هذا الاجتماع نفسه ، جادل جون ويلر وجو ويبر بأن هذه الموجات قد تكون قابلة للقياس البدني .
لو أنشأتها سيأتون:
والدليل النهائي على أن الموجات الجاذبية حقيقية كانت اكتشافها المباشر ، لكن أول اكتشاف لها كان غير مباشر واعتمد على الصدفة: اكتشاف النجوم النابضة الثنائية. في أواخر عام 1967 ، تم اكتشاف نبضات الراديو من النجوم النيوترونية الدورية .
هذه “النجوم النابضة” هي أفضل الساعات الطبيعية في الكون ، والتي حفزت جوزيف تايلور على التفكير في القياسات التي يمكن إجراؤها إذا تم اكتشاف النجم النابض في نظام ثنائي.
تعتبر الخصائص المدارية للثنائيات مهمة ، وفقًا لنظرية آينشتاين ، فإن الموجات التثاقلية تحمل الطاقة بعيدًا عن الثنائي ، مما يجبرها على الانحلال ، وبالتالي فإن قياس تسوس الفترة المدارية سيثبت وجود موجات الجاذبية.
في الواقع ، في عام 1974 ، اكتشف تايلور وطالب الدراسات العليا راسل هولس أول النجوم النابضة الثنائية وحصلوا على جائزة نوبل في الفيزياء لعام 1993 لاكتشافهم.
في عام 1981 ، تم قياس تدهور الفترة المدارية في هذا النظام ، مع حجم يتماشى تمامًا مع نظرية أينشتاين ، إلى حد كبير من عدم اليقين الرصدي.
على الرغم من أن النجوم النابضة الثنائية قدمت تأكيدًا مذهلاً بوجود موجات الجاذبية ، إلا أن الكشف المباشر عن موجات الجاذبية كان بعيد المنال.
كانت المحاولات الأولى من هذا النوع التي قام بها جو ويبر من جامعة ماريلاند ، والذي قرر بعد التفكير الدقيق والتجريب أن هناك تصميمين للكاشفات الأرضية التي قد تكون ناجحة: كاشفات الرنين ومقاييس التداخل الليزرية.
في عام 1965 ، استقر فيبر على أول كاشف ، أكثر عملية بميزانية محدودة ، حيث بنى مثل هذا الكاشف: قضيب أسطواني 1.5 طن ، 1 متر × 2 متر مصنوع من الألمنيوم الصلب والذي سيكون له صدى عند مجموعة معينة من الترددات إذا كان متحمسًا له موجة الجاذبية.
كانت الفكرة التالية. إذا مرت موجة الجاذبية مثل “شريط Weber” ، فإن تموجات الزمان ستضغط وتمتد الشريط ، مسببة الاهتزازات التي – إذا أجبرت على تردد الرنين في الشريط – ستنتج إثارات قابلة للقياس.
في عام 1969 ، أعلن ويبر أنه اكتشف موجات الجاذبية في بارين يفصل بينهما 1000 كم ، واحد في شيكاغو والآخر في ماريلاند 24.
لسوء الحظ ، لا يمكن استنساخ هذه النتائج من قبل مجموعات تجريبية أخرى ، حيث تم العثور على طرق تحليل البيانات الخاصة به ليست قوية وقوة الإشارات المطالب بها كانت أوامر بحجم أكبر من ستكون واقعية للمصادر الفيزيائية الفلكية.
نتيجة لذلك ، لا يعتقد مجتمع الفيزياء اليوم أن الإشارات كانت اكتشافات لموجات الجاذبية.
ومع ذلك ، فإن عمل Weber التجريبي وتقنياته ، إلى جانب إعلانه الذي لم يتم التحقق منه ، حفز هذا المجال إلى حد كبير. على وجه الخصوص ، بدأ راينر فايس في معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا (MIT) في التفكير مليا في اكتشاف موجات الجاذبية.
في عام 1972 ، كتب فايس مذكرة من 23 صفحة في واحدة من النشرات الإخبارية الفصلية لمعهد ماساتشوستس للتكنولوجيا ، يشرح لأول مرة التصميم التجريبي الرئيسي وجميع مصادر الضوضاء لمقياس التداخل الليزري القادر على اكتشاف موجات الجاذبية. سيصبح هذا التصميم لاحقًا أساسًا لآلات رصد موجة الجاذبية ليزر (LIGO) 25.
أهدأ مكان على الأرض:
تصميم الكاشف المستخدم في LIGO (في ليفينجستون ، لويزيانا وهانفورد ، واشنطن) – والذي يستخدم أيضًا في برج العذراء الحالي (بالقرب من بيزا ، إيطاليا) ، GEO 600 (في هانوفر ، ألمانيا) و KAGRA (في مناجم Kamioka ، Gifu Prefecture ، اليابان) للكشف عن وسيستخدم في كاشف LIGO-India المخطط له (في Hingoli ، ماهاراشترا ، الهند) – له شكل “L” بأذرع متساوية الطول متصلة بمحطة زاوية.
عندما تمر موجة جاذبية نموذجية ، في بعض مراحل الموجة ، سيتم تقصير ساق واحدة من “L” وطول الأخرى ، وفي المراحل الأخرى يحدث العكس. وبالتالي ، فإن فوتونات الليزر التي ترتد بين محطة الزاوية ومحطة نهاية واحدة تعود إلى محطة الزاوية في وقت لاحق من فوتونات الليزر التي تنعكس على محطة النهاية الأخرى.
ونتيجة لذلك ، فإن هامش التداخل الناتج عند دمج الضوء عند محطة الزاوية يتحول إلى الأمام والخلف مع تغير الموجة في الطور. يمكن مقارنة هذا التحول بالتوقعات من أنواع مختلفة من الإشارات (على سبيل المثال ، من الثنائيات) لتقييم احتمال ملاحظة الإشارة أو الضوضاء.
يتم إرسال ضوء الليزر إلى الجهاز لقياس التغيرات في طول الذراعين.
يقسم “شق الحزمة” الضوء ويقوم بإرسال حزمتين متطابقتين على طول الذراعين.
وترتد موجات الضوء قبالة المرآة والعودة.
تؤثر موجة الجاذبية على أذرع مقياس التداخل بشكل مختلف: يمتد أحدهما والعقود الأخرى عند مرورها من قمم وجذوع موجات الجاذبية.
عادة ، عودة الضوء . لم يتغير إلى الخائن شعاع من كلا الذراعين والأمواج الخفيفة تلغي بعضها البعض.
يثير هذا الإعداد التجريبي سؤالًا مهمًا يتعلق بصغر التأثير. للتعرف على التغييرات التي تم قياسها في الطول ، نلاحظ أن أول موجات جاذبية تم اكتشافها مباشرة كان لها أقصى سعة كسرية (بدون أبعاد) تبلغ 10-21 ، مما يعني أن أذرع LIGO التي يبلغ طولها 4 كم قد تغيرت في الطول بمقدار 10-21 × 4 × 105 سم = 4 × 10−16 سم.
بعبارة أخرى ، فإن القوة الفعالة التي تمارسها موجات الجاذبية تبلغ حوالي 4 أضعاف عند 100 هرتز ، وهو ما يشبه وزن خلية حقيقية النواة عند تكرار فرشاة الأسنان الصوتية.
بالنظر إلى أن نصف قطر البروتون يتراوح بين 10 و 13 سم ، فإننا نحاول قياس التغيرات في المسافة التي تصل إلى 1/200 من نصف قطر البروتون ، مع وجود ضوء طوله الموجي من 10 إلى 4 سم.
يبدو هذا مستحيلًا ، حتى قبل أن نفكر في العديد من مصادر الضوضاء (على سبيل المثال ، أي اهتزاز للأرض).
يتمثل الحل في الحصول على عدد هائل من الفوتونات المتماسكة التي ترتد حولها داخل الأذرع (في تكوين Fabry-Perot) عدة مرات قبل إعادة الدمج.
بالنسبة لفوتونات N1 ذات الطول الموجي λ ، يمكن قياس موقع ذروة الكثافة بدقة تبلغ حوالي λ / N1 −−− √. وبالمثل ، بالنسبة لارتداد N2 داخل الذراعين ، يزداد الطول الفعال لمقياس التداخل ، وبالتالي التغيير في طول ذراع LIGO بعامل N2.
هذا يعني أنه بالنسبة للعدد الكبير N1 و N2 ، يمكن الحصول على الدقة اللازمة. في الواقع ، يتم استخدام طريقة مماثلة في مراصد القياس الفلكي مثل Gaia26 ، حيث يكون التوطين الزاوي المطلق للنجوم اللامعة ، حوالي 10 إلى 5 أركسيك ، أفضل بكثير من الدقة الزاوية حوالي 0.1 أركسي لتلسكوبها.
يمكن إدارة مصادر الضوضاء الأخرى – رغم كونها كبيرة – للترددات التي ليست منخفضة للغاية.
على سبيل المثال ، قد يعتقد المرء أن الضوضاء الزلزالية ستكون مشكلة خطيرة ، ولكن يمكن حماية أجهزة الكشف بقوة من الاهتزاز باستخدام تعليق البندول ؛ بالنسبة إلى بندول تردد الرنين f0 ، يتم تقليل سعة التذبذبات بتردد f> f0 بعامل حوالي (f / f0) 2.
وبالتالي فإن تعليق البندول متعدد المراحل الذي تستخدمه LIGO و Virgo يمكن أن يقلل بشكل كبير من الضوضاء الزلزالية. ما لا يمكن حمايته هو ما يسمى بالضوضاء “النيوتونية” أو “تدرج الجاذبية”: تنتقل موجات الضغط داخل الأرض بسبب تغير محلي (وإن كان صغيرًا) في كثافة الصخور ؛ تعني الكثافة المتزايدة مؤقتًا أن المنطقة المعنية بها كتلة أكبر وبالتالي خطورة أكبر مما كانت عليه قبل موجة الضغط.
يسحب تعزيز الجاذبية هذا على مرايا الكاشف ، ولأنه لا يمكننا حماية أي شيء من الجاذبية ، يجب تقليل الضوضاء بواحدة من ثلاث طرق: الطرح الدقيق باستخدام إلغاء التغذية الأمامية ، وبناء المكشاف تحت الأرض (لأن الموجات الزلزالية لها سعة أكبر بكثير على سطح الأرض) أو وضع الكاشف في الفضاء.
النشر: 24 أبريل 2019
Naturevolume 568، pages469–476 (2019)
){kind=link}