le onde gravitazionali

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.

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.

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.

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.

 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.