מצפה גלי כבידה

מתוך ויקיפדיה, האנציקלופדיה החופשית
קפיצה לניווט קפיצה לחיפוש

מצפה גלי כבידה (או גלאי גלי כבידה) הוא מכשיר אשר מטרתו היא גילוי ומדידה של גלי כבידה.[1]

את קיומים של גלי הכבידה חזה אלברט איינשטיין כבר ב-1916, כחלק מתורת היחסות הכללית אותה הגה. איינשטיין תיאר תנועה של גופים במרחב-זמן עקום, שמובילה לידי כך שפועל ביניהם כוח כבידה.

הקדמה[עריכת קוד מקור | עריכה]

הקשיים שבמדידת גלי הכבידה[עריכת קוד מקור | עריכה]

מאז תחזיתו של איינשטיין ניסו פיזיקאים רבים למדוד את גלי הכבידה, אך משימה זו איננה פשוטה כלל מכיוון שגלי הכבידה חלשים מאוד. כוח הכבידה הוא כוח חלש מאוד ביחס לכוחות האחרים הקיימים בטבע, וגלי הכבידה הם שינויים זעירים ביותר בכוח הכבידה אשר מתקדמים במרחב. ככל שמתרחקים ממקור הגלים הם דועכים, ולכן הניסיון לגלות גלים חלשים שהתקדמו מרחקים עצומים ביקום הוא מסובך מאוד ודורש מכשירים וגלאים רגישים במיוחד.[1]

מוטות ובר[עריכת קוד מקור | עריכה]

ג'וזף ובר היה הראשון שניסה למדוד את גלי הכבידה. בשנות ה-60 המציא ובר מכשיר איתו ניסה למדוד את גלי הכבידה. המכשיר כלל מוטות אלומיניום גדולים וכבדים שרועדים כאשר גל כבידה עובר דרכם. אם גל הכבידה יעבור וירעיד את המוטות בתדר התהודה שלהם, התגובה תהיה חזקה והמוטות ירעדו בתנודות גדולות.[2]

בשנת 1968 הכריז ובר שהצליח למדוד בשיטה הזו גלי כבידה, אך הניסיונות לשחזר את המדידות שלו העלו חרס וככל הנראה הוא טעה בניתוח המדידות ולא התייחס נכון לרעשי הרקע. עם זאת ובר הביא לעולם הפיזיקה כיוון חקירה חדש ולאורך שנים השתמשו במוטות שלו ובפיתוחים שלהם על מנת לחקור את הנושא. הניסיון של ובר אמנם לא צלח, אך הוא היה הראשון שפתח את החיפוש אחרי גלי כבידה והיווה את הבסיס להמשך החיפוש לבאים אחריו.[2]

אינטרפרומטריה[עריכת קוד מקור | עריכה]

ציור סכמתי של גלאי כבידה המשתמש בטכניקה של אינטרפרומטריה

אינטרפרומטריה היא טכניקה המבוססת על פיצול של גל ואיחודה מחדש תוך ניצול של ההתאבכות בין חזיתות הגלים המפוצלות לאחר שהתאחדו. עקרון זה למדידת גלי כבידה יעיל מכיוון שזהו פתרון רגיש יותר והוא אינו תלוי בתדירות הגלים הנמדדים.

השיטה עובדת באפן הבא: מפצלים קרן לייזר לשני כיוונים שונים. בכל כיוון מציבים במרחק מדוד מראה שמחזירה את קרני הלייזר לנקודה ממנה התפצלו, שם הקרניים נפגשות, ועוברות התאבכות. אם גלי האור נפגשים כאשר שניהם בשיא הגל, הם יגבירו זה את זה (התאבכות בונה). אם גל אחד בנקודת השיא והשני בנקודת השפל הם יבטלו זה את זה (התאבכות הורסת). באמצעות גלאי עצמה אפשר להבחין בין שני המקרים ולדעת אם הקרניים עברו מרחק שווה.

כאשר עובר גל כבידה במסלולם של גלי הלייזר הוא יוצר שיבוש במרחב זמן שמשנה את המרחקים שעברו שתי הקרניים ובכך משתנה תבנית ההתבאכות.[1]

גלאי LIGO[עריכת קוד מקור | עריכה]

במרוצת השנים ניסו לפתח דרכים שונות למציאת גלי הכבידה. הגלאי LIGO (ראשי תיבות: Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) הוא הגלאי המשוכלל ביותר כיום למדידת גלי כבידה. הוא נמצא בארצות הברית, ונבנה תחת שיתוף פעולה של 15 מדינות ועלות בנייתו עלתה על 620 מיליון דולר. יותר מ-900 מדענים עוסקים בתכנון ובביצוע ניסויי המדידה בשתי מערכות הגילוי, בלואיזיאנה ובמדינת וושינגטון.[1]

שיטת המדידה של הגלאי LIGO מתבססת על "אינטרפרומטריה". מטרת הגלאי היא למדוד את השינויים שגלי הכבידה עושים למסלולי קרני הלייזר על ידי זיהוי סטיות בהתאבכות קרני הלייזר. ובכך להסיק על גלי הכבידה. הבעיה העיקרית היא שההבדלים הם כל כך זעירים שגם רעש רקע כמו רעידת אדמה מיניאטורית או מכונית חולפת יכולים ליצור שינויים דומים.[1]

LIGO הוא האינטרפרומטר הגדול והרגיש ביותר בעולם. הבדיקה מתבצעת בצינור שאורכו 8 ק"מ שבקצותיו מראות. קרני לייזר, אשר מוארות לתוך הצינורות, עוברות בין המראות 400 פעם, כלומר כל קרן עוברת מסלול של 1,600 ק"מ לפני שהיא מגיעה לגלאי. בכך שמגדילים את המסלול, מגבירים את הרגישות של המערכת. הגלאי גם מבודד מרעידות ומרעשים חיצוניים, כדי לוודא שימדוד רק את השינויים בתבנית ההתאבכות שנובעים מגלי הכבידה.[1]

ב-14 בספטמבר 2015 הגלאי הראה את הממצאים הראשונים בהיסטוריה של גלי כבידה מהתמזגות של שני חורים שחורים שבממוצע כל אחד מהם כבד פי 28 מהשמש. ההתנגשות בניהם התרחשה כ-1.8 מיליארד שנות אור מכדור הארץ, מה שאומר שההתנגשות התחילה הרבה לפני חיינו על כדור הארץ. עם זאת, הגלים הגיעו רק עתה לכדור הארץ והתנודות הזעירות שיצרו נקלטו בגלאי LIGO.[3]

התצפית אומתה בכך שנקלטה באופן זהה בגלאי VIRGO שליד העיר פיזה שבאיטליה.

גלאי LISA[עריכת קוד מקור | עריכה]

הגלאי LISA (ראשי תיבות: Laser Interferometer Space Antenna) הוא תוכנית עתידית משותפת של NASA ושל סוכנות החלל האירופאית לבניית גלאי גלי כבידה. הגלאי ייבנה מ3 מעבורות חלל אשר יוצבו בחלל במרחקים אדירים אחת מהשנייה (וייצרו מבנה של משולש שווה-צלעות). בין החלליות ימצאו 'מסות צפות' אשר ינועו על הקווים ביניהן. החלליות ישגרו קרני לייזר אחת לשנייה, ויחפשו אחר תבניות ועקבות לגלי הכבידה אשר משפיעים על קרני האור בדרכם בחלל למעבורות האחרות.

ישנו צורך בגלאי גדול יותר מכדור הארץ על מנת לזהות ולמדוד גלי כבידה מחורים שחורים אשר מאסיביים פי יותר ממיליון מהשמש שלנו.[4]

שדרוגים מתוכננים לגלאים האינטרפרומטריים כמו LIGO, VIRGO, GEO 600, TAMA 300 משוערים להעלות את רגישות הגלאים ולשפר את דיוקם פי עשרה.

גלאים בתדירות גבוה[עריכת קוד מקור | עריכה]

נכון להיום יש שני גלאים שמטרתם לזהות גלי כבידה מהקצה הגבוה של הספקטרום.

הרעיון העיקרי של הגלאי הוא למדוד את האינטראקציה בין גל כבידה לבין גל אלקטרומגנטי. כאשר יש אינטראקציה בין גל כבידה לבין גל אלקטרומגנטי, הקיטוב שלו מסתובב לכיוון ההתפשטות של הגל האלקטרומגנטי. אם ניתן ליישם מצב בו הגל האלקטרומגנטי תמיד באותה נקודת מחזור בגל כשל גל הכבידה (כלומר שכאשר האחד בנקודת מקסימום אז גם השני, או כל נקודה אחרת) אז ניתן להגביר את הגלים באופן ליניארי על ידי מעגלים חוזרים של לולאה סגורה.

בשיטה זו ניתן לבנות גלאי שיהיה רגיש לגלי כבידה בתדרים גבוהים מאוד, אשר מגיעים ממקורות קוסמולוגיים ברגעים מוקדמים מאוד ביקום.[5]

גלאי מערכים פולסיים[עריכת קוד מקור | עריכה]

גישה שונה לגילוי גלי כבידה היא באמצעות כוכבי ניוטרנים "פולסיים" אשר פולטים גלי רדיו מהקטבים המגנטיים שלהם. ישנה תבנית מחזורית לזמני פליטת הפולסים של אותם כוכבים, ולכן לאחר שמזהים את התבנית של מערך פליטת גלי הרדיו של הכוכבים, נוכל לזהות הפרעות בתזמון הגעת הגלים. את ההפרעות מנתחים ובעזרתם מסיקים על מעברם של גלי כבידה בכדור הארץ. הגעת הגלים נוכל לזהות כאשר יעבור בכדור הארץ, הזמנים של הגעת אותם הפולסים ישתנו בהתאם לגל.

שימושים[עריכת קוד מקור | עריכה]

הסקרנות הרבה שמעוררים גלים אלו לא נובעת רק מהסיכוי לאשרר תחזית של איינשטיין מלפני מאה שנים. מדידה של גלי כבידה תיתן לנו מידע על גרמי שמיים שאינם מפיצים קרינה אלקטרומגנטית רבה כמו אור נראה או גלי רדיו, למשל כוכבי נייטרונים או חורים שחורים. גלי הכבידה יספקו הצצה מרתקת לפיזיקה בשדות כבידה חזקים מאוד, שכיום אנחנו יודעים עליה מעט מאוד. "אנו פותחים צוהר חדש ליקום", הכריז רייצה בהודעה על הגילוי. "תחום האסטרונומיה בגלי כבידה יאפשר לנו לראות דברים שלא ראינו עד כה".

הפיזיקאים מקווים במיוחד שמדידת גלי הכבידה תוביל סוף סוף לפיתוח תאוריה מאוחדת: מערכת משוואות שתחבר את הכבידה לשלושת הכוחות הפיזיקליים האחרים (הכוח האלקטרומגנטי, הכוח הגרעיני החזק והכוח הגרעיני החלש), ותאפשר להסביר את רוב התופעות ביקום באמצעות תאוריה פיזיקלית אחת. זו הייתה השאיפה הגדולה של איינשטיין ושל פיזיקאים רבים אחרים במאה ה-20 והיא נשארה משאלת נפשם של הפיזיקאים גם במאה ה-21. אולי היכולת לאתר סוף סוף את גלי הכבידה החמקמקים תקרב את המדענים צעד אחד נוסף להגשמת החלום הזה.[1]

רשימת גלאי גלי כבידה מתפקדים ומתוכננים[עריכת קוד מקור | עריכה]

  • עקומות הרעש של גלאים כפונקציה של התדירות שלהם
    (1995) TAMA 300
  • (1995) GEO 600
  • (2002) LIGO
  • (2003) MiniGrail
  • (2005) Pulsar timing array (for Parkes radio-telescope)
  • (2006) CLIO
  • (2007) Virgo interferometer
  • (2015) Advanced LIGO
  • (2016) Advanced Virgo
  • (2018) KAGRA (LCGT)
  • (2023) IndIGO (LIGO-India)[31]
  • (2025) TianQin
  • (2027) Deci-hertz Interferometer Gravitational wave Observatory(DECIGO)
  • (2034) Laser Interferometer Space Antenna
  • (2030s) Einstein Telescope

קישורים חיצוניים[עריכת קוד מקור | עריכה]

ויקישיתוף מדיה וקבצים בנושא מצפה גלי כבידה בוויקישיתוף

הערות שוליים[עריכת קוד מקור | עריכה]

  1. ^ 1.0 1.1 1.2 1.3 1.4 1.5 1.6 חגי אדרי, ‏עדויות ראשונות לגילוי גלי כבידה, במדור "מאגר המדע" באתר של מכון דוידסון לחינוך מדעי, 11 בפברואר 2016
  2. ^ 2.0 2.1 אדריאן צ'ו, Remembering Joseph Weber, the controversial pioneer of gravitational waves, Science, 2016
  3. ^ National Science Foundation, LIGO and Virgo observatories detect gravitational wave signals from black hole collision, Phys.org, ‏27 בספטמבר 2017
  4. ^ פרויקט LISA, באתר נאס"א
  5. ^ A M Cruise, An electromagnetic detector for very-high-frequency gravitational waves, IOP Science, 2000