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la ricerca delle OG
Al fine di rilevare i segnali così
estremamente deboli del passaggio delle onde gravitazionali, a partire dagli
anni sessanta sono stati compiuti molti esperimenti, nella maggior parte dei
quali era usata come rivelatore una massiccia barra di metallo. Si supponeva
infatti che le onde gravitazionali fossero in grado di eccitare vibrazioni
interne in un solido elastico; quindi, nel caso in cui la frequenza acustica
naturale del solido coincidesse con la frequenza delle onde, si avrebbe avuta
una risposta in risonanza. Il centro di massa di un tale rivelatore sarebbe
stato da considerare in caduta libera sotto l’azione dell’onda, mentre le
altre parti avrebbero subìto lievissimi spostamenti rispetto al centro di
massa, instaurando vibrazioni interne al solido.
I ricercatori sapevano anche che la
sensibilità di un rivelatore di onde gravitazionali è proporzionale sia alla
sua massa che alle sue dimensioni. La più grande massa solida che avrebbero
potuto usare come rivelatore sarebbe stata la Terra stessa; sfortunatamente era
(ed è attualmente) difficilissimo distinguere le eventuali vibrazioni dovute ad
onde gravitazionali rispetto all’alto “rumore di fondo” di vibrazione del
pianeta, provocato da perturbazioni sismiche e meteorologiche. Si pensò allora
alla Luna che, a causa dell’assenza di fenomeni sismici e di atmosfera, era
considerato un luogo dall’ottima protezione nei confronti delle perturbazioni
esterne; purtroppo, i costi da sostenere per impiantare strumenti di misurazione
sul satellite erano e sono tuttora ritenuti eccessivi.
Per mezzo di conduttori cilindrici
I tentativi furono quindi limitati fin dall’inizio
a rivelatori aventi una massa di poche tonnellate, tali da poter essere isolati
efficacemente dalle perturbazioni dell’ambiente. Tali masse possiedono una
frequenza di eccitazione di alcuni kilohertz, corrispondente alla frequenza di
emissione di una stella prossima al collasso gravitazionale. Il primo rivelatore
di onde gravitazionali fu costruito nel 1957 dallo scienziato Joseph Weber, dell’università
del Maryland; i suoi maggiori risultati furono ottenuti alla fine degli anni
sessanta, quando il ricercatore americano allestì una serie di rivelatori
uguali collegati tra di loro e posti in luoghi molto distanti.
| Gli strumenti, simili a quello mostrato in figura
4, erano dei cilindri di alluminio di circa 1 metro di diametro, erano
lunghi circa 2 metri; il loro asse era parallelo alla superficie terrestre
ed orientato secondo la direzione est-ovest. La scelta di usare molti
strumenti a grande distanza tra loro era un tentativo di rispondere al
problema delle perturbazioni dell’ambiente circostante: gli strumenti
erano collegati ad un rilevatore che prendeva nota solamente dei segnali
che tutti gli apparecchi inviavano simultaneamente, in modo che le
perturbazioni locali, dovute all’ambiente, fossero distinguibili da
quelle comuni a tutti gli strumenti. |
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Weber sapeva comunque che la validità di
questo procedimento poteva comunque essere minata da una quantità di
coincidenze “casuali” dovute ancora una volta all’ambiente; per capire l’entità
percentuale di queste rivelazioni-fantasma la sua idea fu di inserire un ritardo
di tempo nell’invio del segnale di rilevazione in uno dei dispositivi: tutte
le coincidenze che fossero state segnalate nonostante lo spostamento temporale
di un segnale, sarebbero state da considerarsi casuali ed estranee al fenomeno
delle onde gravitazionali. Il rapporto tra il numero totale di coincidenze ed il
numero di coincidenze casuali avrebbe dato una stima dell’affidabilità dell’apparato
sperimentale.
| Alla fine dell’esperimento, Weber
rappresentò i risultati seguendo due diverse modalità, per capire se l’eventuale
rivelazione di onde fosse riferibile ad una sorgente all’interno del
sistema solare o al di fuori di esso; in un primo grafico (figura 5),
in cui era descritta l’intensità delle coincidenze in funzione del
tempo solare, non era riscontrabile alcun segnale; in un secondo grafico (figura
6), in cui la suddivisione delle coincidenze era ripartita in base al
tempo sidereo, era rilevabile una leggera anisotropia delle coincidenze,
cioè una dipendenza dell’intensità delle onde dalla direzione: in
particolare Weber osservò che il massimo d’intensità era in direzione
del centro della Galassia. Questa osservazione avrebbe confermato l’idea
che l’intera Galassia fosse in rotazione intorno ad un enorme buco nero.
In realtà i risultati di Weber rappresentarono il primo di una serie di
buchi nell’acqua, dovuti soprattutto alla debolezza dell’apparato
teorico a sostegno della teoria delle onde gravitazionali. La ricerca
continua di una stima più precisa dell’entità reale della
perturbazione di un’onda a contatto con la materia ha portato più volte
a ricalcolare il valore dell’intensità di tali onde. Quindi, nonostante
l’entusiasmo di Weber, i segnali rilevati furono considerati come dovuti
a cause esterne, in quanto la sensibilità degli strumenti non era
ritenuta sufficiente per rilevare il passaggio di un’onda
gravitazionale. |

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I primi esperimenti di Weber ebbero comunque
una loro relativa importanza. Grazie ad essi si scoprì che la sensibilità dei
rivelatori dipende anche dalla direzione dell’onda incidente: essa è massima
per un’onda che arriva perpendicolarmente all’asse del cilindro e si riduce
progressivamente con la diminuzione dell’angolo tra l’asse e l’onda; un’onda
con direzione parallela all’asse del cilindro non sarebbe in pratica rilevata
dallo strumento.
Per migliorare le condizioni di rilevazione,
negli anni successivi, i rivelatori cilindrici risonanti sono stati grandemente
perfezionati: le varie tecniche includono il raffreddamento a temperature
bassissime per ridurne le fluttuazioni termiche spontanee e la dotazione di
amplificatori estremamente sensibili, che impiegano dispositivi superconduttori
basati su effetti quantistici. Negli ultimi anni, poi, si è raggiunto l’obiettivo
di mantenere questi nuovi rivelatori in funzione per lunghi periodi di tempo,
raccogliendo dati la cui analisi è tuttora in corso.
Per mezzo di conduttori sferici
| Di recente è stata presa in considerazione
un’idea avanzata parecchi anni fa dallo statunitense Robert Torward,
idea che permette sia di aumentare notevolmente la massa del rivelatore (a
parità di frequenza di risonanza), sia di rendere la sensibilità
indipendente dalla direzione di provenienza dei segnali. Si tratta di
usare come rivelatore una massa sferica (figura 7), che può essere
messa in vibrazione da onde con qualsiasi direzione di provenienza. |
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Una sfera ha infatti cinque modi di vibrazione
che interagiscono fortemente con l’onda gravitazionale, contro uno solo del
cilindro. Ognuno di questi modi può essere pensato come un’antenna orientate
verso una diversa direzione e polarizzazione dell’onda, dando come risultato
un rivelatore omnidirezionale.
Con una sfera di alluminio di tre metri di
diametro, invece di un cilindro della stessa lunghezza, la massa sensibile si
porta da 2 a 40 tonnellate. La sensibilità media complessiva, tenendo conto sia
della maggiore massa sia del maggior numero di modi, sarebbe migliorata di circa
70 volte rispetto ad un rivelatore cilindrico. Presso l’università della
Louisiana è in corso la realizzazione di un grande rivelatore a forma di
icosaedro tronco (la forma del pallone da calcio); questa scelta è stata
preferita a quella di un rivelatore sferico in quanto l’uso delle proprietà
di simmetria dei poliedri regolari (tra cui l’icosaedro tronco) rende più
semplice la ricostruzione della direzione dell’onda.
Per mezzo di interferometri
Fin dall’inizio degli anni settanta era
stato anche proposto e sperimentato l’impiego di rivelatori interferometrici,
basati su un dispositivo simile a quello usato da Michelson e Morley nel 1886
per determinare l’indipendenza della velocità della luce dal sistema di
riferimento. Purtroppo anche gli interferometri risentono di un grande problema
dei rivelatori metallici: è previsto infatti che la sensibilità degli
strumenti è ottimale solo nella ricezione di onde perpendicolari al piano d’osservazione,
mentre è minore se le onde ed il piano di ricezione formano un angolo acuto,
fino ad azzerarsi se le onde arrivano parallele al piano. Le prospettive dei
grandi rivelatori interferometrici sono comunque del massimo interesse.
| Il primo rivelatore di onde gravitazionali
che sfruttasse fasci di luce fu costruito nel 1971 da Robert Forward e
colleghi agli Hughes Research Laboratories. La versione moderna dell’apparecchio
di Michelson consiste in un laser, un divisore di fascio, due specchi ed
un fotorivelatore, disposti a croce (figura 8). Il fascio laser
attraversa dapprima il divisore, che invia metà fascio allo specchio
settentrionale e metà a quello orientale. I due specchi rinviano la luce
lungo gli stessi percorsi al divisore, dove i fasci vengono ricombinati e
inviati al rivelatore. |
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Ciò che viene misurato da quest’ultimo
dipende dalla distanza tra il divisore di fascio e gli specchi. A certe
distanze, quando le onde luminose escono dal divisore per dirigersi al
rivelatore, le creste delle onde provenienti da nord sono in fase con quelle che
vengono da est: di conseguenza le onde interferiscono costruttivamente
aumentando l’intensità del fascio ricombinato che entra nel rivelatore. Ma se
le distanze tra il divisore di fascio e ciascuno specchio variano di quantità
pari a metà della lunghezza d’onda della radiazione, le creste del fascio
proveniente da nord escono dal divisore insieme con i ventri dell’onda
proveniente da est: le due onde si elidono e al rivelatore non arriva luce.
Per rivelare le onde gravitazionali gli
specchi sono collocati in modo che le onde si elidano. Ma se l'interferometro
viene attraversato da un’onda gravitazionale, le distanze tra i componenti
subiscono un’esigua variazione: di conseguenza un po’ di luce arriva al
rivelatore, che registra una variazione d’intensità luminosa proporzionale
all’intensità dell’onda gravitazionale. Per stabilire la direzione di
provenienza e la posizione in cielo della sorgente si dovrebbero costruire
almeno tre rivelatori in luoghi molto distanti tra loro. Un vantaggio dei
rivelatori interferometrici è che il loro tempo di reazione è proporzionale
alla velocità della luce, mentre i componenti di un rivelatore a barra,
cilindrico o sferico, hanno un tempo di reazione proporzionale alla velocità
del suono.
Benché questi primi interferometri siano
circa cento volte più sensibili delle barre di Weber, finora nessuno di essi ha
fornito prove di un’onda gravitazionale. Attualmente si pensa che le stelle di
neutroni binarie siano l’unico tipo di sorgente potenziale di onde
gravitazionali la cui intensità possa essere prevista senza ambiguità e il cui
numero possa essere valutato a partire da osservazioni astronomiche. Le onde
generate da una stella di neutroni binaria distante 650 milioni di anni luce
avrebbero un’intensità pari a h=4·10-22 ed avrebbero una
frequenza doppia di quella con cui le due stelle si muovono a spirale l’una
intorno all’altra.
I teorici ritengono che la sorgente di onde
gravitazionali più facile da scoprire dalla Terra sia una supernova, cioè l’esplosione
di una stella di grande massa. Secondo le loro stime, ogni anno ci sono in tutto
l’universo milioni di supernovae. Queste cifre danno la sicurezza che molte
stelle possano esplodere in galassie relativamente vicine. Ma ciò non
garantisce che le onde siano rivelabili. I critici hanno notato che non si
conosce nei particolari la dinamica delle supernovae e che l’intensità delle
onde gravitazionali prodotte da una supernova deve dipendere dall’asimmetria
del collasso della stella.
La sensibilità può essere compromessa da
parecchie fonti di rumore, originate sia da piccole variazioni di frequenza
della luce laser, sia da deboli vibrazioni che fanno muovere gli specchi e gli
altri componenti ottici. Aumentando la potenza del laser e la lunghezza del
fascio (aumentando la distanza tra gli specchi) si possono ridurre alcune cause
del disturbo, esaltandone però altre. Per aumentare la sensibilità dell’interferometro,
il ricercatore Rainer Weiss lavorò su dispositivi in cui la luce laser rimbalza
più volte fra due specchi lungo percorsi diversi; questo sistema, schematizzato
in figura 9, è detto linea di ritardo ottica ed aumenta a tutti gli
effetti la lunghezza dell’interferometro. Nel frattempo il fisico Ronald
Drever allestì un progetto che utilizzava le cavità di Fabry-Perot. In questo
sistema la luce laser rimbalza tra due specchi lungo lo stesso percorso (figura
10) e la potenza dell’interferometro ne risulta aumentata.

In seguito l’attenzione dei ricercatori fu
catturata dall’idea di un rivelatore interferometrico di grandi dimensioni,
che è sfociato nel 1986 nel progetto americano denominato LIGO (Laser
Interferometer Gravitational-waves Observatory). Questo progetto, approvato solo
nel 1990, prevede la costruzione negli Stati Uniti di due grandi rivelatori,
ognuno dei quali produrrà intensi fasci laser che rimbalzeranno avanti e
indietro su due percorsi lunghi quattro chilometri per poi interferire in un
punto. Se l’apparecchio fosse attraversato da un’onda gravitazionale di
intensità sufficiente, la distanza che i fasci luminosi devono percorrere
subirebbe una lieve variazione e cambierebbero le modalità d’interferenza nei
fasci. Se il gruppo del LIGO conseguirà i propri obiettivi e se le previsioni
attuali sono attendibili, gli interferometri dovrebbero avere una sensibilità
tale da rivelare le onde gravitazionali emesse dalla collisione di due stelle di
neutroni. In tal caso il progetto potrebbe fornire entro il 2003 la prima
conferma diretta dell’esistenza delle onde gravitazionali.
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