Svar:
Nobelpris i fysik 1993

Gravitationsvågor

Russell A. Hulse, Joseph H. Taylor, Jr

"for the discovery of a new type of pulsar, a discovery that has opened up new possibilities for the study of gravitation"

Man har ännu inte lyckats detektera någon gravitationsvåg och det kommer förmodligen att dröja ännu ett tag innan man har konstruerat en tillräckligt känslig detektor. Gravitationsvågor utsänds t ex av två stjärnor som cirkulerar runt varandra. Man har observerat att sådana system förlorar energi vilket tolkas som ett indirekt bevis för att dessa vågor existerar. Nobelpriset i fysik delades 1993 ut till forskare som studerat detta för neutronstjärnor, se nedanstående bild och The Nobel Prize in Physics - Laureates och The Binary Pulsar PSR 1913+16.

Se vidare PSR_1913+16 och Gravitational_wave.

Figuren nedan visar hur omloppstiden hos systemet PSR 1913+16 minskar (punkter med felstaplar). Den heldragna linjen är förutsägelsen från den allmänna relativitetsteorin. Överensstämmelsen och avsaknaden av en alternativ modell som kan förklara vart den förlorade energin tar vägen är alltså ett mycket starkt indirekt bevis för att gravitationsvågor existerar.

Läs: I Svenska fysikersamfundets årsbok "Kosmos" från år 1994 finns en beskrivning av den forskning som ledde till de med Nobelpriset belönade upptäckterna. Speciellt starka gravitationsvågor kommer från supernovaexplosioner eller då två svarta hål kolliderar. Även när de stora svarta hål, som troligtvis finns i centrum av de flesta galaxer, "glufsar i sig" tunga stjärnor så får man gravitationsvågor med stor amplitud. Vad är en gravitationsvåg? Enligt Einstein är den fyrdimensionella rum-tiden krökt. För närmare diskussion av detta se tidigare svar! En gravitationsvåg är en störning i krökningen som utbreder sig. Där vi befinner oss så är rum-tiden nästan helt plan. När en gravitationsvåg kommer så förändras krökningen momentant, ungefär som krökningen på vattenytan ändras när en våg passerar. Detta leder till att kroppar drar ihop sig eller sträcker ut sig. I en detektor för sådana vågor använder man denna effekt. Om jag förstår Din fråga rätt så menar Du att detta inte går att detektera. För att mäta en längdförändring hos detektorn måste man ju i princip använda en måttstock. Men måttstocken påverkas ju på samma sätt som detektorn. Alltså går det inte att detektera någon våg. Det är ett helt relevant påpekande. I de detektorer som byggs mäter man längdförändringar med hjälp av interferens mellan ljusstrålar. Om man räknar noga på hur ljuset påverkas av gravitationsvågen så visar det sig att man verkligen får en effekt. Den är dock oerhört liten och mycket svår att detektera.

Läs: Jag kan rekommendera boken "Black holes and time warps" av Kip S. Thorne. Det är den bästa populärvetenskapliga bok jag (GO) läst och den innehåller bl a ett kapitel om gravitationsvågor och detektionen av dem.

Se fråga [20117] för direkt detektion av gravitationsvågor.

/Gunnar O/Peter E 1999-07-04

Svar:
Johan! Du har helt rätt! Den snabba rotationen hos neutronstjärnan beror på att rörelsemängdsmomentet hos den urspungliga stjärnan måste bevaras.

Låt oss bara som ett räkneexempel se hur snabbt solen skulle rotera om den blev en neutronstjärna (det blir den inte i verkligheten eftersom minsta massan för en neutronstjärna är c:a 1.4 solmassor).

Solens rotationstid är 25 dygn, dvs 25246060 s = 2 10⁶ s

Solens radie är 1.39 10⁶ km

Eftersom en neutronstjärna har en radie av c:a 10 km blir krympningsfaktorn c:a 10⁵. Rörelsemängsmomentet gÃ¥r, om massfördelningen bevaras, som vr där v är rotationshastigheten och r är radien. Om radien minskar med en faktor 10⁵ sÃ¥ mÃ¥ste rotationshastigheten öka med samma faktor.

Eftersom rotationstiden t ges av

t = 2pr/v

kommer den att minska med en faktor 10¹⁰. Rotationstiden blir dÃ¥

2 10⁶ 10^-10 = 2 10^-4 s

dvs 0.2 millisekunder. I själva verket skall man bara räkna med de centrala delarna av stjärnan, och en del av rörelemängdsmomentet försvinner med utslungad massa. Man tror att en nybildad neutronstjärna kan ha en period på ner mot 1 millisekund. Genom växelverkan mellan neutronstjärnans enormt starka magnetfält och omgivande gas kommer neutronstjärnan ganska snabbt att bromsas upp. Vi kan observera neutronstjärnor som s.k. pulsarer (normalt i radio-området) med perioder mellan några millisekunder och några sekunder.

Animeringen nedan visar hur man föreställer sig en neutronstjärna. Det mycket starka magnetfältet ligger inte i samma riktning som rotationsaxeln. Magnetfältet tvingar laddade partiklar in mot de magnetiska polerna. När partiklarna träffar neutronstjärnan orsakar de ett "norrsken" av radiostrålning, synligt ljus eller röntgenstrålning. Dessa "norrsken" följer med i rotationen, så att den strålning vi ser kommer att variera med en mycket kort period. Vi har vad vi kallar en pulsar.

Länk 1 ger lite information om rotationen. Fråga [12527] behandlar rörelsemängdsmoment. Introduction to neutron stars och An Introduction to Pulsars ger allmän information om neutronstjärnor.

/Peter E 2004-12-16

Svar:
Det är kanske inte helt lätt att förstå, men överföringen av massa från en mindre komponent får faktiskt neutronstjärnan (=pulsaren) att rotera snabbare, se länk 1 och den rudimentära Wikipedia-artikeln i Neutron_star_spin-up.

Material från stjärnan kommer att samlas i en skiva som innan den kommer i kontakt med pulsaren roterar enligt Keplers lagar - ungefär som Saturnus´ ringar. Se nedanstående figur hur det kan tänkas se ut.

Vi tillämpar Keplers tredje lag



på en partikel som rör sig 20 km från neutronstjärnans centrum. Neutronstjärnan är mindre än detta, så partikeln rör sig fritt i en keplerbana. Om vi mäter massan i solmassor, omloppstiden P i år och avståndet a i astronomiska enheter (AE) får vi:

(P²/a³)(m₁+m₂) = 1

Om partikeln har en liten massa och neutronstjärnan en massa av 3 solmassor får vi:

P² = a³/3

Avståndet a i AE blir

a = 20/150,000,000 = 1.3310^-7

Omloppstiden blir

P = sqrt((1.3310^(-7))^3/3)365.242460601000 = 0.88 millisekunder

Även en nybildad pulsar spinner långsammare än detta, så när partikeln får kontakt med pulsaren (genom magnetfältet eller kontakt med ytan), så kommer den att få pulsaren att rotera snabbare.

/Peter E 2007-05-10

Svar:
Ja, det är korrekt. Pressreleasen finns i länk 1. Här är originalartikeln:
http://mnras.oxfordjournals.org/content/447/1/246

Som du antyder är dispersionen normalt så att korta våglängder bromsas mer än långa våglängder - blått bryts mer är rött, se nedanstående figur och Dispersion_(optics)Material_dispersion_in_optics.

Radiovågor från t.ex. pulsarer bromsas av framför allt fria elektroner, men då påverkas längre våglängder mer än kortare (anormal dispersion), se PulsarProbes_of_the_interstellar_medium och Dispersion_(optics)Dispersion_in_pulsar_timing.

Genom att mäta ankomsttiden för olika våglängder kan man, med en modell för tätheten av fria elektroner, bestämma avståndet till objektet, se länk 2.

/Peter E 2015-11-03

Svar:
Det är värre än så: vi vet en hel del om universums utveckling sedan big bang (för c:a 13.75 miljarder år sedan) trots att vi inte upplevt mer än en liten bråkdel av tiden sedan dess.

Men man behöver inte "ta på" någonting för att bestämma vad det är: det finns massor av "budbärare" som innehåller användbar information. Man behöver dock anta att fysikaliska lagar är samma vi känner från jorden oberoende av plats och tid.

Inom solsystemet kan man skicka astronauter för att undersöka olika objekt, men i de flesta fall duger fjärrstyrda prober bra. Man har haft närkontakt med alla 8 planeter (jorden förstås inräknad). Man har även undersökt meteoriter, dvärgplaneter, småplaneter, månar och kometer. Kunskapen om solsystemet är, vill jag påstå, mycket god, även om beskrivningen av solsystemets uppkomst inte är perfekt.

När det kommer till objekt utanför solsystemet är det lite svårare. Vi kan inte aktivt ingripa utan vi får nöja oss med att observera. Astronomi och kosmologi är observationella vetenskaper till skillnad från fysik som är experimentell - man kan påverka studerade processer.

Förutom observationer krävs en god teoretisk förståelse av fysikaliska processer.

De senaste 50 åren har vi sett en enorm utveckling av detektorer för olika sorters strålning, både rymd- och jord-baserade. För den klassiska astronomin fanns egentligen bara ögat och så småningom optiska teleskop. Numera finns det detektorer för i stort sett all strålning som finns:

Elektromagnetisk strålning med olika våglängder: radiovågor, mikrovågor, infrarött, synligt ljus, ultraviolett, röntgenstrålning, gammastrålning

Neutriner (Neutrino_detector)

Kosmiska partiklar (Cosmic_ray)

Gravitationsvågor (Gravitational_wave)

Se länk 1 för ett exempel på att man inte behöver besöka ett objekt för att förstå hur det fungerar - observationer och god teoretisk kunskap i partikelfysik räcker långt: vad finns det inne i en neutronstjärna? (neutron_star)

Engelska Wikipedia har några mycket bra och omfattande genomgångar av detektionsinstrument och metoder, Observational_cosmology, Observational_astronomy och Astrophysics.
/Peter E 2020-10-21