Rivelatoridi onde gravitazionali

Operativi entro gli inizi del prossimo decennio, potrebbero rivelareemissioni provenienti da sorgenti extragalattiche e fornire in questomodo una conferma alle previsioni della teoria della relatività generale

no e sulla superficie del tubo si formanoondulazioni. Quando l'onda è passata, iltubo ritorna alla sua forma originale.

Quale effetto potrebbe avere un'ondadi questo genere su una successione dimasse ugualmente distanziate sospese inun piano? Supponiamo che il piano siaorizzontale e che l'onda si muova per-pendicolarmente a esso. Mentre attra-versa il piano, essa dapprima farà au-mentare la distanza fra le masse in unadirezione, per esempio nord-sud, e dimi-nuire la distanza nella direzione perpen-

dicolare, in questo caso est-ovest. Que-sta minuscola variazione nella separazio-ne delle masse si può definire come l'am-piezza della deformazione prodotta dal-l'onda. Mentre questa continua a propa-garsi attraverso il piano, gli stiramenti ele compressioni si invertiranno periodi-camente: la separazione fra le masse nel-le direzioni nord-sud ed est-ovest au-menterà e diminuirà alternativamente.Gli effetti prodotti dalle onde sono per-pendicolari alla loro direzione di propa-gazione, perciò un'onda che si muove

verso ovest influirà sulla separazionedelle masse lungo l'asse nord-sud, manon lungo quello est-ovest.

La produzione di onde gravitazionaliè simile per molti aspetti alla produzionedi onde elettromagnetiche. Le onde gra-vitazionali differiscono dalla più nota at-trazione di gravità nello stesso modo incui le onde luminose e radio differisconodall'elettricità statica e dal magnetismo.Un corpo in movimento dotato di caricaelettrica irradia onde elettromagnetichedi ampiezza proporzionale alla sua cari-

di Andrew D. Jeffries, Peter R. Saulson, Robert E. Spero e Michael E. Zucker

S

econdo la teoria della relatività ge-nerale proposta da Albert Ein-stein, la Terra sarebbe continua-

mente investita da radiazioni energeti-che prodotte da interazioni gravitaziona-li di stelle lontane. L'energia emessa dauna perturbazione cosmica, come l'e-splosione di una stella, viaggerebbe allavelocità della luce sotto forma di ondegravitazionali che, nel loro moto, provo-cherebbero distorsioni nelle regioni dispazio attraversate. Si potrebbero rile-vare tali onde misurando i moti di massedi controllo accuratamente isolate.

Purtroppo, queste perturbazioni sonotroppo deboli per essere evidenziate dastrumenti comuni e i rivelatori di ondegravitazionali messi a punto negli ultimi25 anni non sono ancora riusciti a regi-strare il passaggio di un'onda. Potrebbeapparire sorprendente la difficoltà di ri-levare onde gravitazionali, consideran-do quanto sia familiare la gravità staticain esperienze quotidiane come la cadutadi un oggetto o il moto orbitale dei pia-neti; tuttavia, le masse coinvolte in que-sti fenomeni non sono abbastanza grandie veloci da generare onde apprezzabili.È probabile che i primi segnali che po-tremo rilevare giungano da corpi celestilontani più massicci del Sole e in moto auna velocità di poco inferiore a quelladella luce.

Attualmente, si sta mettendo a puntouna nuova serie di esperimenti più sensi-bili per rilevare le onde gravitazionali egli osservatori ancora in fase di progettopotrebbero divenire operativi all'iniziodegli anni novanta. Prototipi di rivelato-ri basati sull'interferometria laser sonogià stati costruiti e sperimentati in labo-ratori europei e statunitensi. Negli Sta-ti Uniti, gli autori stanno lavorando neigruppi diretti da Ronald W. P. Dreyerdel California Institute of Technology eda Rainer Weiss del Massachusetts In-stitute of Technology alla costruzione di

24

una coppia di grandi interferometri si-tuati alle estremità opposte del continen-te, uno nel deserto di Mojave, nella Ca-lifornia meridionale, e l'altro a Colum-bia, nel Maine. I due strumenti sarannocollegati elettronicamente per potereoperare come un unico osservatorio,chiamato osservatorio a interferometrialaser di onde gravitazionali, o UGO.Ogni strumento sarà 1000 volte più sen-sibile del miglior rivelatore oggi esisten-te, ma il costo totale della coppia (circa60 milioni di dollari) non supererà quellodi un grande telescopio ottico.

Possiamo aspettarci che LIGO e altriosservatori del genere ci rivelino un'im-magine dell'universo nuova e sotto moltiaspetti diversa da quella che vediamograzie all'astronomia convenzionale. Fi-no agli anni trenta, l'unico mezzo chepermettesse di studiare l'universo lonta-no era la radiazione elettromagnetica al-le frequenze della luce visibile. L'imma-gine dell'universo fu ampliata radical-mente con l'avvento della radioastrono-mia e, successivamente, con l'aprirsi del-le «finestre» infrarossa, X e gamma.Benché ogni forma di radiazione elettro-magnetica ci riveli fenomeni particolari,le onde gravitazionali trasportano ener-gia di tipo del tutto differente e quindiinformazioni non ottenibili in altro mo-

do sulle loro sorgenti. Gli osservatori dionde gravitazionali potrebbero trasfor-mare completamente la nostra visionedell'universo.

La dimostrazione dell'esistenza di on-de gravitazionali costituirebbe inoltreuna verifica diretta delle previsioni dellarelatività generale. Un postulato fonda-mentale della relatività dice che nessunsegnale può viaggiare a una velocità su-periore a quella della luce. Nella teoriaclassica di «azione a distanza» della gra-vità, invece, una variazione di un campogravitazionale si propagherebbe a velo-cità infinita. La semplice verifica che leonde gravitazionali si propagano alla ve-locità della luce costituirebbe un forteargomento a sostegno della teoria diEinstein.

per capire l'influenza delle onde gravi-tazionali sulla materia, supponiamo

che un'onda di questo tipo viaggi nellospazio. Immaginiamo di porre un tubodi gomma lungo e flessibile, di sezionecircolare, nella direzione in cui l'onda sisposta. Muovendosi lungo il tubo, l'on-da ne distorce la sezione in un'ellisse;l'asse maggiore aumenta di una frazionedel suo diametro originario, mentre ilminore diminuisce della stessa quantità.Dopo un semiperiodo, gli assi si inverto-

Il rivelatore di onde gravitazionali del California Institute of Technology, prototipo dei grandiosservatori la cui entrata in funzione è prevista per il prossimo decennio, comprende un inter-ferometro laser contenuto in due tubi sotto vuoto perpendicolari fra loro, lunghi 40 metri. Ilfascio laser in primo piano è diretto da specchi e fibre ottiche in un contenitore sotto vuoto (insecondo piano a sinistra), in cui si trova un divisore di fascio (uno specchio parzialmente riflet-tente) che separa il fascio in parti identiche fra i due tubi. Specchi montati su coppie di masseappese al termine dei tubi riflettono la luce. I fasci luminosi vengono riflessi avanti e in-dietro per circa 10 000 volte, e si osserva poi l'interferenza risultante. Il passaggio di un'onda gra-vitazionale farebbe variare un poco la distanza fra le masse di una o di entrambe le coppie equindi l'interferenza. L'apparecchio è sensibile a variazioni fino a 3 x 10 -16 metri (un terzo deldiametro di un protone), che durino solo un millisecondo. Il Massachusetts Institute of Technol-ogy possiede un interferometro da 1,5 metri, mentre un altro da cinque metri è in costruzione.

RADIOFARO

i I I i IM"1.11111`41 " I i I I i I i i

o

–1

–2

– 3

– 4

– 5

y_

I,mg•••••n•~I~/11~MMM,

AM•ffiffiffinnnMIIIMIUM11n~Mar"

•

La prima dimostrazione dell'esistenza di onde gravitazionali proviene da una pulsar binariascoperta nel 1974 da Joseph H. Tavlor, Jr., e Russell A. Hulse, allora all'Università del Massa-chusetts ad Amherst. Una pulsar binaria consiste di due stelle che orbitano intorno al comunecentro di massa (in alto): una di esse è una pulsar, una radiosorgente che sembra emettere impulsiintermittenti. Il periodo orbitale del sistema, che attualmente è di otto ore, sta diminuendolentamente (in basso). Tale diminuzione, calcolata misurando con la massima esattezza i tempidi arrivo dei segnali radio, implica che le due stelle stiano perdendo gradualmente energia eavvicinandosi l'una all'altra su traiettorie a spirale. La perdita di energia osservata (punti innero) si accorda molto bene con quella prevista in base a calcoli di emissione di radiazionegravitazionale (curva in colore); sembra che le onde gravitazionali estraggano dal sistemala quantità esatta di energia e di momento angolare che permette di spiegare le osservazioni.

1980

• •MrnMan/fM/MMflMIMIMMUI

IIMMEMMIIM

• •IIMUMUO••MMO•MIMUMM"MI"Ma"In'

JIMIMERipmema

•MMMMMMMM

/1//1//11~9111~

IF M.MMIMIL

m-m

MMMMMM mimmmMIMMINIflMMUMM

WMIMMIMM

Wffill1111M1111111/11/2MMMn4DVW/MaIM

Le onde gravitazionali dovrebbero provocare distorsioni nelle regioni dello spazio attraversate.Gli effetti vengono mostrati nel caso di un tubo di gomma liberamente fluttuante (a sinistra)e di masse disposte in un piano (a destra). In questo caso, le onde si muovono verticalmente.

ca e alla sua accelerazione. La carica gra-

vitazionale di un corpo è la sua massa;perciò l'ampiezza di un'onda gravitazio-nale dovrebbe essere proporzionale allamassa e all'accelerazione del corpo. Mail principio di conservazione della quan-tità di moto richiede che un sistema iso-lato non abbia accelerazione netta; perogni azione vi è una reazione uguale econtraria. Perciò, la maggior parte delleonde emesse da una massa che acceleraè annullata dalle onde emesse da unamassa che simultaneamente retrocede.L'annullamento tuttavia non è perfettoin quanto le due masse non hanno posi-zioni esattamente coincidenti. Questotenue spostamento nella collocazionedelle masse fa sì che le onde siano leg-germente sfasate e quindi che parte dellaradiazione gravitazionale possa sfuggiredal sistema.

La quantità di radiazione gravitazio-nale emessa da un corpo dipende dalladisomogeneità nella distribuzione dellasua massa. Il momento di quadrupolo èuna misura della disomogeneità; un pal-lone da calcio ha momento di quadrupo-lo nullo, mentre un pallone da rugby neha uno molto grande. Onde gravitazio-nali intense vengono emesse quando ilmomento di quadrupolo di un oggetto digrande massa subisce rapide variazioni.La massa e la velocità dell'oggetto, tut-tavia, devono essere enormi; una barrad'acciaio di 500 tonnellate, in rotazionecosì rapida da sfiorare il limite di disin-tegrazione, genererebbe onde gravita-zionali in grado di provocare, in un siste-ma di controllo, deformazioni pari, almassimo, a una parte su 10 40 . Una similevariazione è ovviamente troppo piccolaper essere rilevata.

T e stelle e altri corpi celesti dovrebberogenerare onde gravitazionali molto

più intense di quelle emesse da qualsiasisorgente terrestre. Un sistema stellarebinario, formato da due stelle che orbi-tano intorno a un comune centro di mas-sa, dovrebbe produrre onde gravitazio-nali continue con un periodo fondamen-tale pari a metà del periodo orbitale (da-to che il momento di quadrupolo assumelo stesso valore due volte per ogni orbi-ta). Quasi metà delle stelle conosciute sitrovano in sistemi binari. Questi sistemihanno un momento di quadrupolo ele-vato e variabile, ed è possibile prevederecon precisione la quantità di radiazionegravitazionale da essi generata. Le ondegravitazionali più intense emesse da unsistema binario dovrebbero produrreuna deformazione in un rivelatore sullaTerra pari a una parte su 1020 ; maggiorequindi di 20 ordini di grandezza rispettoalla deformazione prodotta dalla barrad'acciaio in rotazione.

Una piccola parte dei sistemi binariconosciuti è composta da due stelle dineutroni in orbita stretta. Una stella dineutroni è un corpo celeste di massa si-mile a quella del Sole e con un raggio diuna decina di chilometri soltanto, rileva-

bile talvolta sotto forma di una pulsar:una radiosorgente che, ruotando su sestessa, proietta tutt'intorno un fascio dionde radio, che appare a intermittenza.come quello luminoso di un faro mentrespazza la regione circostante.

Nel 1974 Joseph H. Taylor, Jr., e Rus-sell A. Hulse , allora all'Università delMassachusetts ad Amherst, scoprirono.in un sistema binario, una pulsar con unperiodo orbitale di otto ore. Benché solouna delle stelle sia una pulsar, lo studiodei parametri orbitali indica che anche lacompagna è una stella di neutroni. Misu-rando esattamente i tempi di arrivo deisegnali provenienti dalla pulsar. Taylore collaboratori hanno potuto calcolarecon grande precisione le orbite delle duestelle di neutroni. Si è così visto che ilperiodo diminuisce gradualmente, il cheindica che le due stelle stanno avvicinan-dosi l'una all'altra su traiettorie a spirale.La perdita di energia osservata è in otti-mo accordo con quella calcolata per ef-fetto della radiazione gravitazionale; os-sia, sembra che le onde gravitazionaliestraggano dal sistema una quantità dienergia e di momento angolare sufficien-te a giustificare esattamente l'effettoche si osserva. La previsione teorica siaccorda ai risultati delle misurazionicon uno scarto inferiore all'uno per cen-to. Questa notevole concordanza trateoria ed esperimento fornisce una soli-da prova dell'esistenza della radiazionegravitazionale.

uando un sistema binario muore, lestelle che lo compongono cadono

rapidamente verso il centro seguendouna traiettoria a spirale, fino a che colli-dono o si disintegrano. Nel caso dellestelle di neutroni, entrambi gli eventiprodurrebbero un intenso impulso di on-de gravitazionali. Il sistema sopra citatonon farà questa fine per altri 100 milionidi anni circa, ma galassie come la nostracontengono un numero sufficiente di si-stemi binari perché in ogni millennio siabbiano numerose collisioni tra coppiedi stelle. Tuttavia, un millennio è untempo di attesa molto lungo. LIGO è sta-to progettato con una sensibilità tale darilevare segnali provenienti dall'ammas-so della Vergine e da altri ammassi digalassie vicini, e potrà perciò individuarediversi eventi all'anno in grado di pro-durre una deformazione di una parte su1022 nel rivelatore.

Anche la nascita di una stella di neu-troni dovrebbe essere annunciata da unintenso impulso di onde gravitazionali.Quando una stella massiccia muore inuna grande esplosione di supernova, ilsuo nucleo collassa rapidamente e formauna stella di neutroni. Sebbene i parti-colari del collasso non siano ancora noticon precisione, è possibile supporre cheuna quantità pari anche allo 0,1 per cen-to della massa della stella di neutronivenga trasformata in onde gravitaziona-li. Un'esplosione di supernova nella Ga-lassia, un evento che accade circa una

volta ogni 30 anni, potrebbe provocareuna deformazione di una parte su 1018.La recente supernova nella Grande Nu-be di Magellano, una galassia satellitedella Via Lattea, dovrebbe aver prodot-to onde gravitazionali in grado di causa-re una deformazione di una parte su1019, appena al di sotto della soglia disensibilità dei migliori rivelatori attuali.Le numerose supernove che appaionoogni anno nell'ammasso della Verginedovrebbero causare deformazioni del-l'ordine di una parte su 1021.

Il rilevamento di onde gravitazionaliprovenienti da una supernova avrebbeprofonde conseguenze. Sarebbe interes-sante misurare quanto tempo passa tral'individuazione delle onde gravitazio-nali generate nel collasso del nucleo diuna supernova e l'arrivo della radiazione

luminosa emessa dagli strati esterni dellastella che esplode. Se le onde gravitazio-nali e quelle luminose venissero rilevatesimultaneamente, avremmo una confer-ma diretta della previsione relativisticache le onde gravitazionali si propaganoalla velocità della luce. Se, per esempio,una supernova nell'ammasso della Ver-gine venisse osservata con i telescopi ot-tici entro un giorno dal rilevamento del-l'impulso gravitazionale, le velocità deidue segnali corrisponderebbero con unoscarto di una parte su 10 miliardi.

Le onde gravitazionali generate dauna supernova potrebbero fornire inol-tre una nuova finestra di osservazione.Le radiazioni elettromagnetiche prodot-te nell'interno di un nucleo che collassasono bloccate dagli strati esterni dellastella, che nascondono alla vista le fasi

1974 1976 1978 1982 1984 1986

26

27

SORGENTE TIPO DI SEGNALE FREQUENZA INTENSITÀ

(---- li„i, ..} SISTEMA BINARIO PERIODICO

1111"

1 MEGAHERTZ O MENO 10-2'

r e SISTEMA BINARIO•J CON STELLE DI NEUTRONI QUASIPERIODICOCONTINUO FINO A

1 CHILOHERTZ 10-"

0.1111"11111 STELLA DI NEUTRONII IN ACCRESCIMENTO PERIODICO DA 200 A 800 HERTZ 3 x 10 - 27

DI TIPO IIPULSATO

"AllkSUPERNOVA 1 CHILOHERTZ 10-2'

f '. '"\BUCO NERO

IN VIBRAZIONE SINUSOIDALE APPIATTITO

10 CHILOHERTZPER UNA MASSA SOLARE

10 HERTZ PER 1000MASSE SOLARI

7

FORMAZIONE DI GALASSIE RUMORE

BANDA LARGA

1 CICLO ALL'ANNO

300 HERTZ

10-'410-'4

BIG BANG RUMORE ?

Le onde gravitazionali possono venire da molte sorgenti, galattiche ed per esempio, onde provenienti da un sistema binario stellare spostereb-extragalattiche. L'effetto della loro interazione con la Terra è minimo: bero le masse di un rivelatore di 10- 21 metri per metro di separazione.

più violente dell'esplosione. Il rileva-mento di un impulso di neutrini dallasupernova nella Grande Nube di Magel-lano ha fornito un valido argomento afavore del modello del collasso del nu-cleo, ma persino i neutrini subiscono mi-gliaia di eventi di diffusione mentre sfug-gono dalla stella. Le onde gravitazionali,che interagisono così debolmente con lamateria da poter attraversare senza at-tenuazioni l'atmosfera di una stella, po-trebbero svelare i dettagli più fini del col-lasso. La radiazione gravitazionale po-trebbe permetterci anche di vedere og-getti oscurati da polvere interstellare,come il centro della Galassia.

una stella di neutroni giunta alla ma-turità può essere anche'essa una

sorgente di onde gravitazionali se il suoasse di rotazione non è perfettamentesimmetrico. Se, per esempio, lo stratopiù esterno della stella si fosse consoli-dato in una forma appiattita a causa dellaveloce rotazione, l'incontro con un'altrastella potrebbe spostare la posizione del-l'asse. L'oscillazione risultante dovreb-

be essere sufficientemente ampia da pro-durre onde gravitazionali molto intense.

Lo stesso effetto dovrebbe prodursi almomento della formazione di un buconero o nella collisione di due buchi neri.I buchi neri sono oggetti estremamentedensi, la cui esistenza è prevista dallateoria della relatività generale, ma nonè stata ancora definitivamente provata.Si pensa che un buco nero si formi quan-do una stella molto massiccia, dopo averesaurito il combustibile nucleare, collas-sa sotto il proprio peso in un residuoestremamente denso che conserva l'in-tensa forza di gravità della stella, tantointensa che neppure la luce può sfuggiredal «buco». Se buona parte della massadell'universo fosse contenuta nei buchineri, le collisioni fra di essi dovrebberoessere abbastanza frequenti perché i ri-velatori ne possano individuare un certonumero. Si ritiene che alcuni sistemi stel-lari binari da cui provengono raggi Xcontengano un buco nero, anche se èimpossibile provarlo formalmente senzaun'opportuna sonda gravitazionale. Gliosservatori di onde gravitazionali po-

trebbero fungere adeguatamente da son-da, perché la radiazione gravitazionaleemessa da un buco nero dovrebbe avereuna «firma» caratteristica. Il rilevamen-to di tali segnali fornirebbe l'unica dimo-strazione non ambigua dell'esistenza dioggetti con queste peculiari caratteristi-che gravitazionali.

Un'altra possibile fonte di onde gravi-tazionali è il big bang: l'esplosione pri-mordiale che tra 15 e 20 miliardi di annifa diede origine all'universo. Alcune del-le informazioni più importanti sull'uni-verso primordiale ci vengono dall'osser-vazione del fondo cosmico di microon-de, il resto della radiazione termica chepervadeva l'universo ai suoi inizi. Il rile-vamento di un fondo cosmico di ondegravitazionali svelerebbe nuovi aspettidel big bang. Per esempio, eventualifluttuazioni quantistiche avvenute neiprimi 10-43 secondi di vita dell'universopotrebbero aver lasciato tracce tuttoraosservabili. Anche le violente fasi inizialidella formazione delle galassie potreb-bero essere svelate da onde gravitazio-nali residue.

Le onde gravitazionali prodotte nellesituazioni descritte avrebbero un impat-to estremamente debole ed effimeroquando investono la Terra. Le masse deirivelatori verrebbero appena sfiorate,con uno spostamento nelle loro posizio-ni di appena 10-21 metri (un milionesimodel diametro di un protone) per metrodi separazione; onde pulsate, provenien-ti per esempio da una supernova, dure-rebbero non più di qualche millisecon-do. Come è possibile rilevare segnali cosìdeboli?

primi rivelatori di onde gravitazio-nali furono realizzati all'inizio degli

anni sessanta da Joseph Weber dell'U-niversità del Maryland a College Park. Isuoi strumenti erano costituiti da una so-la, massiccia barra di metallo in forma diun cilindro pieno, solitamente di allumi-nio. Rivelatori di questo tipo vengonocostruiti in modo tale da vibrare in rispo-sta alle onde gravitazionali. I migliori ri-velatori a barra attuali sono sensibili adeformazioni fino a una parte su 1018;tuttavia nessun segnale di questo livelloè mai stato rilevato.

I tentativi di fare misurazioni più ac-curate con i rivelatori a barra si scontra-no con alcune difficoltà; una di esse è chela sensibilità di un rivelatore di onde gra-vitazionali aumenta all'aumentare dellalunghezza, ma non è possibile. in prati-ca, costruire barre più lunghe di qualchedecina di metri. I nostri progetti preve-dono la costruzione di rivelatori a inter-ferometria della lunghezza di alcuni chi-lometri, costituiti da masse separate in-terconnesse solo da fasci di luce.

Il fenomeno dell'interferenza è asso-ciato con tutti i tipi di onde, compresequelle elettromagnetiche. Le onde nel-l'acqua ne sono un buon esempio. Si im-maginino due serie identiche di onde ge-nerate da sassi gettati in uno stagno. Es-se si propagano sulla superficie l'una ver-so l'altra e l'altezza dell'acqua nel puntoin cui si incontrano è la somma delle al-tezze delle singole onde. Quando la cre-sta di un'onda incontra la cresta di un'al-tra, l'onda risultante è più alta; quando,invece, una cresta incontra un ventre, ledue onde si annullano.

È possibile sfruttare il fenomeno del-l'interferenza per misurare la distanzarelativa percorsa da due onde. Le ondesi sommano se hanno percorso esatta-mente la stessa distanza, ma si annullanose i loro cammini differiscono di una se-milunghezza d'onda. I rivelatori di ondegravitazionali a interferometria si basa-no appunto su questo effetto. Due ondeluminose identiche vengono generate di-videndo un fascio laser in due fasci per-pendicolari per mezzo di uno specchiosemiriflettente (divisore di fascio). I duefasci vengono poi diretti su masse sospe-se libere di rispondere a una deforma-zione gravitazionale. Specchi montatisulle masse riflettono i fasci in manieratale che essi si riuniscano in corrispon-denza del divisore di fascio. La lumino-

sità del fascio di uscita risultante, che èproporzionale al quadrato dell'ampiezzadella combinazione delle due onde, mi-sura la differenza fra le distanze percorseper raggiungere ognuna delle masse. Seun'onda gravitazionale proveniente dal-l'alto colpisse l'apparecchiatura, la di-stanza percorsa da uno dei fasci verrebbeabbreviata e simultaneamente aumente-rebbe quella percorsa dall'altro, varian-do, di conseguenza, la luminosità all'u-scita. Misurando accuratamente tale lu-minosità, sarebbe possibile distinguerespostamenti, dovuti alle onde gravitazio-nali, molto minori di una lunghezzad'onda.

La natura discreta della luce limita pe-rò la precisione delle misure di lumino-sità. Il laser che illumina l'interferome-tro emette rapidamente fotoni; l'errorerelativo nel conteggio dei fotoni è pariall'inverso della radice quadrata del nu-mero rilevato durante la misurazione,perciò si può ridurre l'errore usando unlaser più potente. Il minimo spostamen-to della durata di un millisecondo misu-rabile da un semplice interferometro il-luminato da un laser della potenza di unwatt è di 10-14 metri. Gli interferometrisono in grado di misurare spostamentimolto più piccoli delle dimensioni di unatomo, e perfino del nucleo di un atomo,perché i fasci di luce sono riflessi da mi-gliaia di miliardi di atomi sulla superficiedegli specchi.

La possibilità di aumentare la lun-ghezza di un interferometro è il fattorechiave per migliorarne la sensibilità. Gliattuali prototipi hanno lunghezze chevanno da 1,5 metri (al Nur') a 40 metri (alCaltech). Le masse di controllo degli in-terferometri di LIGO saranno lontanequattro chilometri, 100 volte di più chenel prototipo sperimentale del Caltech.

La sensibilità dei rivelatori può esseremigliorata anche facendo riflettere mol-te volte la luce fra gli specchi dell'inter-ferometro. Il miglioramento di sensibili-tà è direttamente proporzionale al nu-mero delle riflessioni, purché la luce nonindugi tanto nel percorso da far sì che glieffetti delle onde gravitazionali venganomediati. Per «piegare» il cammino della

Un interferometro, composto da un laser, undivisore di fascio, due specchi che definisconoaltrettanti cammini ottici perpendicolari traloro e un fotorivelatore, è in grado di rilevareonde gravitazionali. Sotto al rivelatore, è in-dicato il diagramma del campo elettrico infunzione del tempo per ognuno dei fasci lumi-nosi. Se i due cammini ottici differiscono di unottavo di lunghezza d'onda, i campi elettricidei fasci si combinano con uno sfasamento diun quarto di ciclo e la luce che appare al fo-rellino di uscita è metà dell'intensità lumino-sa totale (in alto). Se un'onda gravitaziona-le produce una variazione nei cammini ottici,la luce può interferire o distruttivamente, el'intensità luminosa all'uscita sarà minore (alcentro), o costruttivamente, dando origine aun'emissione luminosa più intensa (in basso).

luce si possono usare due tecniche diver-se: una linea ottica di ritardo (come èstato proposto da Weiss) e una cavità diFabry-Perot (come è stato proposto daDreyer). In una linea ottica di ritardo laluce passa attraverso un forellino in unospecchio adiacente al divisore di fascio eviene riflessa ripetutamente prima di rie-mergere dal medesimo forellino. In unacavità di Fabry-Perot la luce passa attra-verso uno specchio parzialmente tra-smittente e «si accumula» in una cavitàrisonante coperta da uno specchio total-mente riflettente, per uscire poi di nuovo

LASER

z.s:usz51~

n -1

[713r=71

2829

FOTORIVELATORE

SPECCHIO

FASCIOINTERFEROMETRICO LASER AUSILIARIO

Le masse di controllo in un rivelatore di onde gravitazionali a interferometria devono essereisolate da fonti di disturbo esterne, come i movimenti sismici. Per questa ragione, ogni massa, chepuò essere ridotta al solo specchio dell'interferometro, è sospesa a fili molto sottili, i cui capiopposti sono collegati a una struttura fatta di strati alterni di piombo e gomma. Per mantenerefissa l'orientazione angolare dello specchio, un fascio laser ausiliario è riflesso dalla superficiedello specchio su un fotorivelatore per il controllo della posizione. Il rivelatore invia segnali atrasduttori elettromagnetici che, agendo su una massa più piccola posta vicino al punto di so-spensione, permettono di correggere le deviazioni angolari che interferiscono con le misurazioni.

LASERDIVISOREDI FASCIO

FOTORIVELATORE

SPECCHIO PIENOSPECCHIOCON FORELLINO

SPECCHIOPARZIALMENTE

SPECCHIOTRASMITTENTE

RIFLETTENTE

La sensibilità di un interferometro a piccole variazioni nella posizione dei suoi specchi, prodotteda onde gravitazionali, può essere migliorata facendo riflettere più volte i fasci luminosi. Sipossono impiegare due diverse configurazioni. In una linea ottica di ritardo (in alto), la luceentra attraverso un forellino in uno specchio, subisce una serie di riflessioni ed esce attraversolo stesso forellino. Per semplicità, sono mostrati solo due passaggi; in realtà, le linee di ritardousate nei rivelatori di onde gravitazionali producono decine di riflessioni (al centro). In unacavità di Fabry-Perot (in basso), la luce entra attraverso uno specchio parzialmente trasmittente,è riflessa da un secondo specchio e ritorna allo specchio di ingresso. Una piccola parte della luceincidente è trasmessa, mentre il resto è riflesso e torna in ciclo. Il numero di riflessioni dipendedalla riflettività dello specchio di ingresso; alcuni prototipi producono fino a 10 000 riflessioni.

attraversando lo specchio di ingresso.Per cercare segnali vicini a una speci-

fica frequenza, il «ritardo» della lucepuò essere regolato in modo che sia paria un semiperiodo dell'onda gravitazio-nale. La sensibilità può essere aumenta-ta sia alternando i cammini dei due fa-sci con frequenza uguale a quella cerca-ta, sia riportando all'ingresso la luceche esce dall'interferometro, aumentan-do così, in pratica, la potenza del laser.

T 'effetto della radiazione gravitaziona-1-' le è «sentito» da tutte le masse del-l'universo ; le masse di controllo presentinell'interferometro si distinguono soloper tre aspetti: sono libere di «risponde-re» al passaggio di un'onda, sono conte-nute in uno strumento sensibile ai minu-scoli spostamenti indotti dall'onda stessae sono isolate da qualsiasi disturbo chepossa coprire il segnale.

Tra i numerosi tipi di rumori che pos-sono disturbare la risposta dei rivelatorialla radiazione gravitazionale vi sono imovimenti sismici, le vibrazioni termi-che all'interno delle masse di controllo egli effetti delle molecole residue di gasche colpiscono le masse stesse e penetra-no nei fasci laser. Questi rumori di fondosono in grado di produrre negli osserva-tori di onde gravitazionali spostamentispuri molte volte maggiori di quelli pro-dotti dai segnali. I movimenti più cospi-cui del suolo, provocati da terremoti edall'eventuale attività di persone o mac-chine nei pressi, sono infrequenti e co-munque ben identificabili; maggiori pro-blemi vengono posti invece dal costantefondo sismico debole, alimentato daventi e onde e dai moti all'interno dellaTerra.

L'intensità del fondo sismico diminui-sce rapidamente a frequenze superiori a10 hertz, ma continua a essere ben rile-vabile anche a frequenze di centinaia dihertz. Per neutralizzare questo effettoindesiderato, le masse di controllo in unosservatorio di onde gravitazionali sonosospese a fili sottili, come i pesi di unpendolo. Eventuali movimenti rapidi alpunto di sospensione vengono così mol-to attenuati prima di raggiungere la mas-sa sottostante. A loro volta, i punti disospensione sono isolati da una strutturadi sostegno molleggiata, che attenua isussulti dell'attività sismica funzionandoin modo analogo alle sospensioni diun'automobile. Questa combinazione difili e molle è in grado di annullare i ru-mori di origine sismica di frequenza su-periore a 500 hertz, mentre per rilevareonde gravitazionali a frequenze più bas-se sembra inevitabile il ricorso a mecca-nismi di sospensione più complessi basa-ti su sistemi a retroazione attiva.

Un'altra fonte di rumore sono le vi-brazioni termiche all'interno delle massedi controllo. L'effetto di disturbo puòessere attenuato montando masse com-patte e di struttura semplice, che risuo-nino a frequenze molto superiori a quel-le prevedibili per le onde gravitazionali.

La zona in cui si intersecano i tubi sottovuoto, in quasi tutti gli interferometri,contiene gran parte degli strumenti otti-ci, che, se fossero riuniti in una strutturaunica, presenterebbero un numero ele-vato di frequenze di risonanza contigue.Questa struttura centrale viene perciòsolitamente suddivisa in componenti se-parati, ognuno con frequenze di risonan-za tollerabili.

Il fatto che gli apparecchi siano conte-nuti in tubi sotto vuoto minimizza gli ef-fetti delle molecole residue di gas checolpiscono le masse e penetrano nei fascilaser. È necessario però che il vuoto siaquasi perfetto, perché, se il fascio di luceincontra molecole residue di gas, la suavelocità non risulta costante.

Disturbi di minore entità derivano davariazioni locali del campo magnetico egravitazionale. Ma è poco probabile chequalsiasi fonte di rumore, identificata ono, abbia effetti simultanei su rivelatorilontani migliaia di chilometri, come lacoppia di rivelatori che compone LIGO.Le onde gravitazionali di origine cosmi-ca investono uniformemente la Terra,perciò vengono rilevate quasi simulta-neamente da tutti gli osservatori. E dif-ficile immaginare che la «firma» di unimpulso di radiazione gravitazionale, re-gistrata contemporaneamente in due opiù osservatori lontani, non venga indi-viduata come tale.

Gli attuali interferometri da laborato-fio non hanno una sensibilità suffi-

ciente per rilevare onde gravitazionaliprovenienti da galassie lontane; d'altraparte, gli impulsi di origine galattica, chesono alla portata degli strumenti esisten-ti, si producono raramente, forse unavolta ogni 30 anni. Con la sua lunghezzautile di quattro chilometri, LIGO sarà ab-bastanza sensibile da poter registrare im-pulsi che producano spostamenti di me-no di 10-21 metri, un livello prevedibileper molti segnali di origine extragalatti-ca. Inoltre, quasi tutte le fonti di rumoreche disturbano le misurazioni, compresel'attività sismica e l'agitazione termica,sono indipendenti dalla lunghezza del di-spositivo, mentre l'intensità del segnaleregistrato aumenta con la lunghezza.Fonti di rumore come le fluttuazioni nelpuntamento del laser e le deflessioni e leattenuazioni dovute alle molecole di gas,che diventano anch'esse maggiori con lalunghezza, sono comunque intrinseca-mente piccole o facili da controllare.

Un solo rivelatore di onde gravitazio-nali ha una direzionalità mblW bassa.Questo significa che interferomètri pqstiin regioni molto distanti del globo Odste-,sono registrare simultaneamente segnaliprovenienti da una vasta porzione di cie-lo, ma anche che occorrono almeno trerivelatori per stabilire esattamente daquale direzione provengano gli impulsi,mentre per distinguere un segnale dalrumore di fondo ne bastano due. Un'in-formazione direzionale può essere otte-nuta confrontando i tempi di arrivo del

segnale ai vari rivelatori. Due grandi in-terferometri europei potrebbero entrarein servizio quasi contemporaneamenteall'osservatorio statunitense. Uno di es-si, con una lunghezza utile di un chilo-metro, aumentabile a tre chilometri,verrà costruito in Scozia dall'Universitàdi Glasgow e dal Rutherford AppletonLaboratory. Il secondo, progettato inBaviera dagli Istituti Max Planck dellaGermania Occidentale, avrà percorsi ot-tici lunghi tre chilometri con un angolodi intersezione di 60 gradi; l'osservatoriopotrà essere ampliato, assumendo unaconfigurazione con tre interferometri di-sposti a triangolo equilatero. Un terzogrande interferometro, la cui entrata inservizio è prevista in tempi più lunghi,verrà costruito da un gruppo francese.

LIGO avrà tubi sotto vuoto abbastanzagrandi (con un diametro di 1,2 metri) dacontenere parecchi interferometri, dilunghezze diverse, ognuno con masse dicontrollo sospese separatamente. Tuttigli interferometri reagiranno allo stesso

modo ai rumori, ma quelli di lunghezzadoppia registreranno i segnali con inten-sità doppia; in questo modo sarà possi-bile distinguerli dagli eventi spuri.

Poiché gran parte del rumore che di-sturba le misurazioni è prodotto dall'am-biente terrestre, sarebbe interessante in-stallare osservatori di onnravitaziona-li nello spazio. In effetti, le proposte inquesto senso sono numerose. Un espe-rimento consiste nel misurare accurata-mente la frequenza di un segnale di mi-croonde riflesso verso la Terra da unasonda spaziale. Un eventuale impulsogravitazionale provocherebbe uno spo-stamento della frequenza delle microon-de. Il metodo consentirebbe di rilevareonde gravitazionali con frequenze com-prese fra una al minuto e una all'ora,molto inferiori all'intervallo di frequen-ze di un'antenna posta sulla Terra; lasensibilità degli strumenti attuali, tutta-via, non ha permesso di rilevare ancoraalcun segnale.

Un altro possibile esperimento, più

30

31

BASSA FREQUENZA MASSETERMINALI

ALTA FREQUENZAMASSE

MEDIANE

MASSECENTRALI

BATTERIA DI LASER

elaborato, prevede la misurazione permezzo del laser della separazione tramasse di controllo poste in orbita intor-no al Sole; la distanza tra le masse po-trebbe essere pari a un milione di chilo-metri. Tale sistema permetterebbe lostudio delle onde gravitazionali prove-nienti da sistemi binari classici, con lun-ghi periodi di rivoluzione. Un interfero-metro nello spazio, con una base moltopiù corta, potrebbe rilevare segnali nellabanda dei chilohertz, ma le sue presta-zioni non dovrebbero superare quelledei rivelatori a terra, mentre la spesaprevedibile sarebbe molto maggiore.

Qgni nuova tecnologia introdotta nel campo astronomico, dai rivelatori

radio, Xe infrarossi ai telescopi ottici piùmoderni, ha aperto prospettive ineditenello studio del cosmo. Mentre gli astro-nomi del secolo scorso immaginavanol'universo come un aggregato tranquilloe immutabile di stelle, oggi sappiamoche esso nacque da una titanica esplosio-ne e che si sta tuttora espandendo a ve-locità enorme. A loro volta, galassie eammassi di galassie sono sede di feno-meni violenti, come l'espulsione di gettidi gas lunghi migliaia di anni luce, la di-struzione di stelle vecchie a causa di ma-

ree prodotte dalle compagne e la nascitadi stelle all'interno delle nubi oscure.

LIGO e gli altri futuri osservatori di on-de gravitazionali saranno in grado di for-nirci per la prima volta un'immaginechiara di processi che possiamo solo in-travvedere osservando nel campo delleradiazioni elettromagnetiche. Oltre a in-dividuare eventi come il collasso del nu-cleo di una supernova, la fusione relati-vistica di stelle di neutroni e forse anchela formazione di buchi neri, potranno ar-ricchire in maniera più determinante lanostra visione dell'universo con la sco-perta di fenomeni del tutto nuovi.

Il grande interferometro, la cui entrata in ser-vizio è prevista per gli anni novanta, farà partedi una coppia nota nel suo insieme come os-servatorio a interferometria laser di onde gra-vitazionali, o fico. Uno degli interferome-tri verrà costruito nella California meridio-nale, l'altro nel Maine; i due strumenti ver-ranno collegati elettronicamente in modo dapoter funzionare come un singolo osservato-rio. Ognuno degli strumenti avrà bracci diquattro chilometri di lunghezza. Uno dei pro-getti proposti per Lico prevede l'installazio-ne di quattro interferometri, ognuno dotato diun proprio dispositivo laser, riuniti in un tubosotto vuoto (a destra). La possibilità di con-tenere in uno stesso osservatorio interfero-metri diversi, destinati a rilevare differentisegnali di origine cosmica, aumenterà la ver-satilità di LICO. Ciascuno dei sistemi otticiverrà duplicato in una configurazione di lun-ghezza dimezzata (pari a due chilometri), perfacilitare l'individuazione di segnali spuri.

32