A tiszta éjszakai égbolt évezredek óta számtalan hasznos információval szolgál azok számára, akik titkait kutatják. Ismétlődés és állandóság jellemzi a szabad szemmel is megfigyelhető jelenségeket, amire az időszámítás is épül. Az egyre nagyobb felbontású távcsövek és új mérési eljárások alkalmazásával ezt az állandó képet felváltotta az Univerzum dinamikus modellje, ami a jelenlegi kozmológia egyik legfontosabb kérdését vetette fel: mi okozza az Univerzum gyorsuló tágulását, mi a sötét energia eredete? A megfigyeléseknek az elektromágneses spektrum látható tartományáról való kiterjesztése is megerősítette ezt a dinamikus képet, például csillagok keletkezése, aktív galaxismagok figyelhetők meg. A kompakt csillagászati objektumok, például kvazárok, pulzárok, valamint a mikrohullámú háttérsugárzás felfedezése az 1960-as években az elméleti, általános relativitáselméleti kutatások megújulását is ösztönözte. A teljes elektromágneses spektrumot felölelő megfigyelésekből származó információk jelentősen megváltoztatták az univerzumról alkotott ismereteinket. Az olyan tartományok azonban, amelyekben az elektromágneses sugárzás jelentősen szóródik (pl. csillagok belseje, az Univerzum korai állapota), valamint a sugárzást ki nem bocsátó kompakt objektumok közvetlenül nem figyelhetők meg a hagyományos módszerekkel. A kompakt objektumok vizsgálatára nyílik lehetőség a gravitációs hullámok várható detektálásával, a neutrínócsillagászati megfigyelésekkel pedig a csillagok belsejébe is beláthatunk.

Gravitációs hullámok

A fénysebességgel terjedő gravitációs hatás létezését már Albert Einstein is vizsgálta röviddel az általános relativitáselmélet felállítása után. Gyenge gravitációs tér esetén a téridő geometriai viszonyait jellemző mértéktenzor kicsiny változásaira az elektrodinamikából ismert hullámegyenlet adódik. Ez alapján elmondható, hogy a gravitációs hullámok a téridő görbületének hepehupái, melyek a fény sebességével terjednek. A gravitáció nemlineáris volta miatt azonban nem lehetséges a hullámok görbületbeli hatását elválasztani az egyéb járulékoktól, amit például a Nap, a galaxis és egyéb források keltenek. Asztrofizikai szituációkban a gravitációs hullámokhoz rendelhető hullámhossz azonban jóval kisebb, mint a görbület egyéb változásainak hosszúságskálája. John Archibald Wheeler gondolatmenetét követve a téridő görbülete közelítőleg felbontható egy több hullámhosszra átlagolt „háttér” görbületre, valamint egy gyorsan változó részre, amely a gravitációs hullámok járulékának tekinthető.

Einstein számítása (és annak további elemzése) megmutatta, hogy a gravitációs hullámok vezető rendű járulékát a forrás kvadrupól-nyomatékának változása adja. A kavdrupól-formula alapján elmondható, hogy erős gravitációs hullámok keltése nehéz, ahhoz nagy tömegű testek relativisztikus mozgása szükséges. Mindez a gravitációs kölcsönhatás gyenge voltának következménye, és szinte kizárja, hogy laboratóriumi forrásokat alkalmazzanak a kísérletekben.

A kozmikus gravitációs hullámokat az anyag egészének nem gömbszimmetrikus mozgása kelti, például nagy tömegű csillagok egymás körüli mozgása spirális pályán. Segítségükkel olyan tartományokban lezajló folyamatokról kaphatók információk, amelyekre erős gravitációs terek és az anyag közel fénysebességű mozgása jellemző. Ezzel szemben az elektromágneses hullámok a gyenge terű, kis sebességű régiókból érkeznek, mivel az erős gravitációjú források az őket körülvevő anyagtól nem figyelhetők meg. Az elektromágneses sugárzás hullámhossza tipikusan kisebb, mint az azt keltő rendszer mérete. A gravitációs hullámok esetén ez a hullámhossz a rendszer méretének nagyságrendjébe esik, vagy annál nagyobb. A hullámok két polarizációs állapota inkább a hangokkal hozható összefüggésbe, melyek segítségével a forrás dinamikájának „sztereo”-leírását kapjuk. A gravitációs hullámok gyengén hatnak kölcsön az anyaggal, míg az elektromágneses sugárzás elnyelődik, szóródik. Így a gravitációs hullámok a forrástól a földi megfigyelőig gyakorlatilag változás nélkül terjednek, ami lehetővé teszi az elektromágneses megfigyelések számára nem elérhető tartományok vizsgálatát, valamint jelentősen megnehezíti a hullámok detektálását. Ezen különbségek alapján várható, hogy a gravitációs hullámok észlelésével és tanulmányozásával új, más módon meg nem szerezhető információkat kapunk az Univerzumról, a hullámok forrásairól.

A gravitációs hullámok létezésére közvetett megfigyelések utalnak, a közvetlen detektálásuk még várat magára. 1974-ben Russell A. Hulse és Joseph H. Taylor észlelte először a PSR B1913+16 jelzésű pulzárt. Érdekessége, hogy rövid, 59 ezredmásodperces periódusideje közel 8 órás ingadozást mutat. Kiderült, hogy ez a másodlagos periódus a pályamozgásból származó Dopplereffektus következménye. Mivel fedési jelenség nem tapasztalható, és optikai megfigyelésekkel sem sikerült azonosítani a társcsillagot, valószínűleg nemcsak a pulzár, hanem a társa is neutroncsillag. A kettős pulzárról az azóta folyó megfigyelések pontos képet adtak. Pályaperiódusának mért változása nagy pontossággal megegyezik az általános relativitáselmélet jóslatával, amely szerint az energiaveszteség gravitációs sugárzás formájában távozik. Felfedezésükért a két kutatót 1993-ban fizikai Nobel-díjjal jutalmazták (l. Kővári Zsolt és Hotya Hajni cikkét e különszámban - a szerk.).

Hogyan mérhetők a gravitációs hullámok? Ennek egyik egyszerű módja két egymáshoz közeli test relatív gyorsulásának, a gravitációs árapályerőnek a vizsgálata (geodetikus deviáció egyenlete). Az áthaladó gravitációs hullámok hatására a két test elmozdul egymáshoz képest, ami például lézerek segítségével, nagy pontossággal mérhető. Szilárd testek esetén a hullám feszültséget kelt az anyagban. Egy tömör fémrúd a periodikus feszültség hatására oszcillál, ami észlelhető, ha ennek frekvenciája a rúd rezonanciafrekvenciájával egyezik meg. A detektorok érzékenysége hosszuk relatív megváltozásával jellemezhető, ami asztrofizikai források által keltett hullámok esetén közelítőleg 10-20 nagyságrendű.

Az utóbbi módszer alapján indultak meg a kísérletek kozmikus gravitációs hullámok keresésére. Joseph Weber nevéhez fűződik az első rezonáns detektor építése az 1960-as években, mikor még a lehetséges forrásokról alig lehetett valamit tudni, és a siker technológiai feltételei sem voltak tisztázottak. Weber detektora egy 1,4 tonna tömegű, 1,5 méter hosszúságú alumíniumhenger volt, 1,6 kHz-es sajátfrekvenciával. A rezgéseket a hengerre helyezett piezoelektromos kristály érzékelte. Közel 10 év elteltével, 1969-ben Weber bejelentette, hogy detektorai - egyik Washington, másik Chicago mellett - gravitációs hullámokat jeleztek. Később kiderült, hogy a jeleket az adatkiértékelés során fellépő programhibák okozták.

Ekkorra már világszerte megindultak a hasonló kísérletek. A detektorok termikus zaját hűtéssel, a szeizmikus zajokat felfüggesztéssel csökkentették. A detektorok különleges ötvözetekből készülnek, melyek alacsony hőmérsékleten is kedvező mechanikai tulajdonságúak. Érzékenységüket tekintve ezek a detektorok a galaxis és a Lokális csoportbeli gravitációs összeomlások észlelésére alkalmasak. Több ilyen detektor működik napjainkban, ezek pl. az AURIGA (Legnaro), az EXPLORER (CERN) és a NAUTILUS (Frascati) kísérletek. A rezonáns detektorok egy másik típusa gömb alakú. Ezek előnye, hogy érzékenységük irányfüggetlen, valamint a különböző módusú gömbi rezgések segítségével meghatározható a hullám beérkezési iránya és polarizációs állapota. Nagyobb a tömegük, mint egy azonos rezonanciafrekvenciájú hengerdetektornak, ami növeli az érzékenységet. Ilyen kísérlet például a hollandiai MiniGRAIL. Ezekkel a detektorokkal, annak ellenére, hogy hosszú idejű adatgyűjtések végezhetők, mindeddig nem sikerült egyértelműen bizonyítani a gravitációs hullámok létezését. A várható eseménygyakoriság a lehetséges forrásokat tekintve alacsony, és a gravitációs obszervatóriumok folyamatos működésével ezen detektorok használata háttérbe szorulhat. Röviddel az első rezonáns detektorok működésbe lépése után megindultak a lézerinterferometriás eljáráson alapuló detektorkísérletek. A távolságváltozás az interferenciaállapot megváltozásával, nagy pontossággal mérhető. Ezen Michelson-interferométerek előnye, hogy széles frekvenciatartományban (néhány 10 Hz-től néhány kHz-ig) képesek a gravitációs hullámok észlelésére és jóval érzékenyebbek a rezonáns detektoroknál. A két, egymásra merőleges karban a lézersugár többször verődik oda-vissza megnövelve ezzel a detektor effektív karhosszát, majd egy tükrön keresztül a fotodetektorba kerül. A visszaverődés után a lézerfény egy része visszajut a forráshoz. Hogy ez ne okozzon problémát, egy tükör kerül a lézerforrás és a kar közé. Ha a megfelelő távolságban helyezik el a tükröt, az a lézersugár jelentős részét visszaveri, ami így a karokban marad (power recycling). Az üzemeltetéshez ezért gyengébb lézerforrás is elegendő.

1. ábra. A LIGO hanfordi karja kívülről (LIGO Scientific Collaboration)

Kezdetben kisebb, néhány méter karhosszú tesztpéldányok születtek (Glasgow, MIT, Caltech, Tokio), majd 1991- ben az amerikai kongresszus jóváhagyta a LIGO megépítését. A LIGO két 4 km karhosszúságú detektorból áll, melyek egymástól közel 3000 km-re épülnek (Hanford és Livingston), ami koincidenciavizsgálatokat tesz lehetővé (1. és 2. ábra). A hanfordi állomáson ugyanabban a vákuumrendszerben egy további 2 km-es interferométer is helyet kapott. Az interferométer különböző optikai elemei működés közben úgy változnak, hogy ne jusson fény a fotodetektorra. Az interferométer ekkor rezonál. Ez a tükrök távolságának megfelelő változtatásával érhető el. A folyamat automatizálható, és a gravitációs hullámokra ezen visszacsatolásokhoz szükséges elektromos jelekből lehet következtetni. Az eredeti detektor érzékenysége 10^-21 nagyságrendű volt, ami a további fejlesztések hatására két nagyságrenddel javult. Ennek köszönhetően a LIGO tőlünk néhány 100 Mpc távolságra lévő két fekete lyuk összeolvadásának észlelésére képes. 2008-tól további fejlesztések indultak (Advanced LIGO). A 3 km karhosszúságú, francia-olasz VIRGO detektor Pisa mellett épült 2003- ban. Ez a LIGO-hoz hasonló, de fejlett szeizmikus izolációs rendszerének köszönhetően alacsony frekvenciás érzékenysége jobb. A TAMA 2000 óta működik Tokió mellett. Karhossza 300 m, de tervezik egy 3 km-es föld alatti detektor (LCGT) megépítését. A GEO egy 600 m karhosszú interferométer. Angol és német együttműködés keretében Hannover mellett épült 2002-ben. Érzékenysége a kilométer karhosszúságú detektorokéval mérhető össze, mivel itt a fejlett interferométeres technológiák tesztelése is folyik. Például a fotodetektor és a kar közé egy tükröt helyezve adott frekvencián megnövelhető a detektor érzékenysége (signal recycling).

2. ábra. A LIGO livingstoni karja belülről
(LIGO Scientific Collaboration)

Az interferometrikus észlelések eredményeként több hónapnyi nagy pontosságú mérési adat gyűlt össze. Ezek kiértékelése során azonban még nem találtak biztos gravitációshullám- jelöltet a lehetséges források széles skálájának vizsgálata ellenére. Annak érdekében, hogy a forrásokra vonatkozó lehető legtöbb információt (annak irányát, jellemzőit) meghatározhassák, az egyes detektorok együttműködése szükséges. 2008 nyarán a LIGO, VIRGO és GEO közös munkába kezdett: a mérési adatok megosztásán túl az adatkiértékelés is közösen folyik. Ebbe a munkába több magyar kutatócsoport bekapcsolódott.

3. ábra. A LISA fantáziaképe

Az űrben lévő, gravitációs hullámok detektálására szolgáló lézerinterferométer gondolata már a 70-es évek közepén felmerült. A LISA missziót 1993-ban javasolták, ami a NASA és az ESA közös programja. Ez három műholdból áll, melyek a Föld mögött keringenek egy 5 millió km-es egyenlő szárú háromszöget alkotva (3. ábra). A misszió célja nem az érzékenység növelése (ami 10-20 a LISA esetén), hanem a spektrum alacsony frekvenciás tartományának feltérképezése (0,1 mHz-0,1 Hz). A gravitációs hullámok sok jelentős forrása ugyanis ebben a frekvenciatartományban sugároz, ami a földi detektorokkal nem észlelhető a magas szeizmikus és környezeti zajszint miatt. A mérést a műholdakon belül lévő, szabadon mozgó próbatestek között végzik. A misszió várhatóan 2020- ban indul, amit megelőz a két műholdból álló LISA Pathfinder 2011- es indítása; ennek célja a szükséges technológiai háttér tesztelése. A gravitációs hullámok három csoportba sorolhatók: a kitörés típusú jelek, melyek észlelésükhöz képest rövid ideig tartanak; a periodikus hullámok közel állandók a mérésük alatt; valamint a sztochasztikus, fluktuáló hullámok, melyek jellege nem változik észlelésük során. A földi detektorok, főleg azok első generációi, a különösen erős asztrofizikai folyamatok észlelésére képesek. Az érzékenységi tartományukban (50-1500 Hz) ilyen a kompakt kettős rendszerek összeolvadása, valamint a csillagok összeomlása. Ezek energetikus, de rövid ideig tartó folyamatok. A fejlesztett detektorok számára a folyamatos hullámforrások is jelentősek, mint például a pulzárok gravitációs jelei vagy a sztochasztikus háttér. Ezen források ismerete, elméleti leírása fontos az adatkiértékelés szempontjából, ahol az elméleti hullámforma-jóslatokat a detektor jelével vetik össze.

A detektor mérési adatai a hasznos jelen kívül jelentős mennyiségű zajt is tartalmaznak, melyek forrása például maga a lézer, vagy szeizmikus eredetűek. A rövid idejű, kitörés típusú jelek keresésekor fontos, hogy kiszűrjék őket a zajforrások közül. Ha nem ismert a hullámforma, a zajtól való megkülönböztetésre lehetőséget nyújt a különböző detektorok közötti koincidenciavizsgálat. A háttérzaj jelentős része kiszűrhető független detektorok adatainak (pl. a bekövetkezés időpontja, a frekvencia, az időtartam) összevetésével. Ezenkívül egyéb csillagászati megfigyelésekből származó események (pl. gammakitörések, optikai szupernóvák, neutrínók) használhatók gravitációshullám- jelek keresésére. A gammakitörések csillagok összeomlásával vagy nagy tömegű kettőscsillagok összeolvadásával azonosíthatók, amelyek során jelentős neutrínósugárzás is keletkezik. A gammakitörések észlelése folyamatos (Swift műhold), az ezekkel való koincidenciavizsgálatok részei a gravitációs hullámok adatfeldolgozási algoritmusának. Az adatfeldolgozás eredménye a gravitációshullám- jelöltek egy listája, azok beérkezési ideje és a forrás iránya. Mindezek az adatok megtalálhatók például az IceCube neutrínódetektor eseménylistájában is. A két detektor különböző jellegének és jelentős távolságának köszönhetően a beérkezési idő és irány egyezése esetén nagy valószínűséggel kizárható, hogy a jelet valamely zajforrás, nem pedig egy csillagászati folyamat keltette.

Neutrínócsillagászat

A világűrből érkező neutrínók vizsgálata az 1960-as években kezdődött (Brookhaven). Hasonlóan a gravitációs hullámokhoz, ezen részecskék anyaggal való kölcsönhatása szintén gyenge, ami megnehezíti mérésüket. A megfigyelések a Napból érkező neutrínók vizsgálatára irányultak a csillag magjában fennálló viszonyok megismerése érdekében. Ha a neutrínó nagy mennyiségű klórtartalmú anyagon halad át, argon keletkezik, s az argonatomok számából következtetni lehet a neutrínófluxusra. A mérések szerint azonban ez az elméletileg megjósolt érték alig egyharmada volt (napneutrínó- rejtély). Ennek egyik magyarázata a Vlagyimir Gribov és Bruno Pontecorvo által javasolt neutrínóoszcilláció: a keletkező neutrínók más típusú, az észlelésre használt eszközökkel nem detektálható neutrínókká való átalakulása, amit 2001-ben sikerült igazolni (Sudbury Neutrínó Obszervatórium).

A neutrínómegfigyelések egy másik módszere a Cserenkov-sugárzás mérésén alapul. A neutrínók anyaggal (víz, nehézvíz, jég) való kölcsönhatása során a közegbeli fénysebességnél gyorsabban mozgó müon vagy elektron keletkezhet, aminek Cserenkov- sugárzását fotoelektron-sokszorozók figyelik. Ilyen például az 1998-ban elkészült kanadai Sudbury Neutrínóobszervatórium, vagy az 1996 óta Japánban működő Super- Kamiokande detektor, amely kozmikus eredetű neutrínók észlelésére is alkalmas (SN1987A szupernóva). Távoli forrásokból (pl. gammakitörésekből) származó, nagy energiájú neutrínók észlelésére épültek a kilométer kiterjedésű neutrínódetektorok. Ilyen például a Földközi-tengerben az ANTARES, vagy a Déli-sarkon az AMANDA és az IceCube (4. ábra).

4. ábra. Az IceCube laboratóriumi épülete a sarki jégen (NSF, University of Wisconsin-Madison)

A neutrínók és a gravitációs hullámok mérése az anyaggal való gyenge kölcsönhatásuk révén olyan folyamatok elemzését teszi lehetővé, melyek egyéb módszerekkel nem figyelhetők meg. Az egyes obszervatóriumok fejlesztése folyamatos, így várhatóan a gravitációs hullámok rutinszerű detektálásával új jelenségek vizsgálatára, valamint a már ismert eredmények nagy pontosságú ellenőrzésére nyílik lehetőség. 

---

Természet Világa,

Feltárul a Világegyetem, 2009 http://www.termvil.hu/archiv/  http://www.chemonet.hu/TermVil/