LISA
Z Wikipedii
 |
Ten artykuł dotyczy przyszłej misji kosmicznej. Informacje w nim zawarte mogą się zmienić wraz z pojawieniem się nowych zdarzeń. |
 |
LISA (skrót od angielskiej nazwy Laser Interferometer Space Antenna) – planowany wspólnie przez NASA i ESA eksperyment w przestrzeni kosmicznej, mający na celu bezpośrednie wykrycie fal grawitacyjnych. Urządzenie znajduje się w fazie projektu, rozpoczęcie obserwacji planowane jest na rok 2015.
LISA ma być gigantycznym interferometrem Michelsona utworzonym przez trzy sztuczne satelity umieszczone na orbicie okołosłonecznej, w formacji trójkąta równobocznego o długości boku wynoszącej około 5 milionów kilometrów. Odległości pomiędzy satelitami, będą nieustannie precyzyjnie mierzone metodą interferometrii laserowej. Przejście fal grawitacyjnych, będących zaburzeniami geometrii czasoprzestrzeni wywoływać będzie niewielkie zmiany tych odległości, rejestrowane przez układ pomiarowy.
Spis treści |
[edytuj] Cel naukowy
Podstawowym celem misji LISA jest bezpośrednie udowodnienie istnienia fal grawitacyjnych, przewidywanych przez Ogólną Teorię Względności, a dotychczas zaobserwowanych jedynie pośrednio, z obserwacji zmian okresu obiegu podwójnego pulsara PSR B1913+16.
W wypadku odkrycia fal grawitacyjnych, kolejnym celem będzie zbadanie ich własności i obserwacje fal pochodzących z takich oczekiwanych źródeł, jak:
- układy podwójne gwiazd neutronowych lub czarnych dziur
- zjawiska o charakterze katastroficznym (kolaps masywnej gwiazdy, zlewanie się czarnych dziur)
- reliktowe promieniowanie grawitacyjne z okresu wczesnego wszechświata (analogiczne do elektromagnetycznego tła mikrofalowego).
Zwłaszcza wykrycie i pomiary tego ostatniego rodzaju fal grawitacyjnych byłoby bardzo cenne, ponieważ umożliwiłoby nam wgląd w historię wszechświata znacznie wcześniejszą, niż pozwala na to obserwacja tła mikrofalowego.
[edytuj] Budowa
Klasyczny interferometr Michelsona składa się z dwóch prostopadłych ramion stykających się końcami. W miejscu ich zetknięcia znajduje się źródło światła, układ rozdzielający i część detekcyjna, w której doprowadza się do interferencji promieni światła odbitych od zwierciadeł umieszczonych na końcach ramion.
W wypadku eksperymentu LISA trzy satelity, wyznaczające ramiona interferometru, znajdują się w wierzchołkach trójkąta równobocznego, co oznacza, że ramiona interferometru stykają się pod kątem 60°. Wszystkie trzy satelity będą miały identyczną konstrukcję, każdy z nich będzie miał własne źródło światła i układ detekcyjny, a jednocześnie będzie służył jako zwierciadła dla dwóch pozostałych. Eksperyment będzie się więc składał praktycznie z trzech niezależnych[1] interferometrów. Pozwoli to na wzajemną kontrolę ich działania, zwiększy czułość układu i pozwoli na pomiar polaryzacji fal grawitacyjnych.
Dla zredukowania wpływów grawitacyjnych Ziemi i Księżyca formacja zostanie umieszczona na orbicie okołosłonecznej o takim samym okresie obiegu, jak Ziemia, ale w odległości ok. 20° za nią. Średnia odległość eksperymentu od Ziemi ma wynosić około 50 mln. kilometrów. Każdy ze składających się na eksperyment satelitów zostanie umieszczony na orbicie eliptycznej i o nieco innym nachyleniu do płaszczyzny ekliptyki, dzięki czemu będą one zachowywały stałą odległość od siebie (rysunek). Zmieniająca się przy tym orientacja całej formacji w przestrzeni może dodatkowo umożliwić pomiar kierunków dla silniejszych źródeł fal grawitacyjnych. Całkowity rozmiar formacji będzie kilkakrotnie większy od rozmiarów orbity Księżyca.
Bardzo istotne dla precyzji eksperymentu jest odizolowanie satelitów (a ściślej: umieszczonych na ich pokładach swobodnie spadających mas referencyjnych, których wzajemne położenia są mierzone) od wpływu czynników innych niż grawitacja na ich ruch. Chodzi tu na przykład o ciśnienie światła słonecznego, oddziaływania z cząsteczkami gazu i pyłu międzyplanetarnego, a nawet efekty zmiennych pól elektrycznych od pracujących na pokładzie sondy komputerów i innej aparatury. Dlatego w każdym z satelitów masy referencyjne znajdą się wewnątrz specjalnej osłony. Położenie osłony (a więc i całego satelity) względem masy będzie mierzone z dokładnością do kilkuset nanometrów, a wszelkie odchylenia precyzyjnie korygowane miniaturowymi silniczkami, o sile ciągu rzędu mikroniutonów.
Każdy z satelitów będzie wyposażony, poza źródłem światła laserowego (laser podczerwony o mocy ok. 1 W), w układ optyczny z dwoma teleskopami Cassegraina, używanymi zarówno do wysyłania światła w kierunku pozostałych satelitów, jak i obserwowania światła przychodzącego. Same masy referencyjne, wykonane ze stopu złota i platyny będą miały formę sześcianów o doskonale wypolerowanych ścianach, służących jako zwierciadła. Konstruktorzy zamierzają osiągnąć precyzję pomiarów zmian wzajemnej odległości mas na poziomie 10 pikometrów.
[edytuj] Porównanie z innymi detektorami fal grawitacyjnych
W porównaniu z istniejącymi lub planowanymi ziemskimi detektorami fal grawitacyjnych opartymi o zasadę interferometru, jak LIGO, VIRGO czy GEO 600, LISA wyróżnia się czułością na fale grawitacyjne o niskich częstotliwościach, co zawdzięcza dużej długości ramion interferometru. Detektor będzie więc komplementarny do obserwatoriów naziemnych, czułych na małe długości fal (czyli wyższe częstotliwości).
[edytuj] Skala czasowa i finansowanie
Eksperyment jest wspólnym przedsięwzięciem NASA i Europejskiej Agencji Kosmicznej ESA. ESA dostarczy same satelity wraz z napędem, czujniki położenia oraz cześć aparatury pomiarowej. NASA dostarczy resztę aparatury naukowej, urządzenia telekomunikacyjne oraz wyniesie eksperyment na orbitę.
Start satelitów przewidywany jest obecnie na rok 2013, a początek programu naukowego na rok 2015. Czas życia eksperymentu obliczony jest na 5 lat, z możliwością przedłużenia do 10 lat. W roku 2009 planowane jest wystrzelenie pojedynczej testowej sondy nazwanej LISA Pathfinder, która ma zademonstrować możliwość kontrolowania położenia satelity z wymaganą precyzją i przetestować elementy aparatury.
[edytuj] Linki zewnętrzne
Przypisy
- ↑ Niezależnych w sensie niezależności układów pomiarowych. Interferometry mają parami po jednym wspólnym ramieniu, więc w tym sensie nie są niezależne.
COS-B (1975) · GEOS 1 i 2 (1977, 1978) · Meteosat (1977–1997) · IUE (1978) · EXOSAT (1983) · Giotto (1985) · Olympus (1989) · Hipparcos (1989) · HST (1990) · Ulysses (1990) · ERS 1 i 2 (1991, 1995) · EURECA (1992) · ISO (1995) · SOHO (1995) · Huygens (1997) · XMM-Newton (1999) · Cluster (2000) · Artemis (2001) · Proba (2001) · Envisat (2002) · MSG 1 i 2 (2002, 2005) · Integral (2002) · Mars Express (2003) · SMART-1 (2003) · Double Star (2003) · Rosetta (2004) · SSETI Express (2005) · CryoSat (2005) · Venus Express (2005) · Galileo (2005–2008) · MetOp-A (2006) · COROT (2006) · GOCE (2007) · Herschel (2007) · Planck (2007) · ADM-Aeolus (2007) · SMOS (2007) · HYLAS (2008) · LISA Pathfinder (2009) · SWARM (2009) · CryoSat-2 (2009) · Don Quijote (2011) · Gaia (2011) · BepiColombo (2012) · JWST (2013) · LISA (2013) · ExoMars (2014) · Darwin (2015) · Solar Orbiter (2015) · Mars Sample Return (ok. 2016)
