Laser Interferometer Space Antenna
| |
| Inne nazwy |
LISA |
|---|---|
| Zaangażowani | |
| Cel misji | |
| Orbita (docelowa, początkowa) | |
| Apocentrum |
1au |
| Okres obiegu |
1 rok |
| Czas trwania | |
| Początek misji |
2037[1] |
| Wymiary | |
Laser Interferometer Space Antenna(LISA) – planowany przezESAeksperyment wprzestrzeni kosmicznej,mający na celu obserwowaniefal grawitacyjnych.
LISA ma być gigantycznyminterferometrem Michelsonautworzonym przez trzysztuczne satelityumieszczone na orbicie okołosłonecznej, w formacjitrójkąta równobocznegoo długości boku wynoszącej około 2,5 milionakilometrów[1][2].Odległości pomiędzy satelitami będą nieustannie precyzyjnie mierzone metodąinterferometriilaserowej.Przejście fal grawitacyjnych, będących zaburzeniami geometriiczasoprzestrzeni,wywoływać będzie niewielkie zmiany tych odległości, rejestrowane przez układ pomiarowy.
3 grudnia 2015 wystrzelono pojedynczą testową sondęLISA Pathfinder[3][4],która zademonstrowała możliwość kontrolowania położenia satelity z wymaganą precyzją i przetestowała elementy aparatury[5].
W czerwcu 2017 roku LISA została wybrana do realizacji jako trzecia z kolei duża misja w ramach realizowanego przez ESA programu badań kosmicznych Cosmic Vision. Start misji jest planowany w 2037 roku[1].
Pierwotna koncepcja – LISA
[edytuj|edytuj kod]Pierwotnie projekt LISA miał być wspólnym przedsięwzięciemNASAi ESA. Misja uzyskała nawet wsparcie amerykańskiej National Research Council, ale NASA wycofała się z niej w 2011 z powodów finansowych[6].ESA miała dostarczyć same satelity wraz z napędem, czujniki położenia oraz część aparatury pomiarowej. NASA miała dostarczyć resztę aparatury naukowej, urządzenia telekomunikacyjne oraz miała umieścić satelity w przestrzeni kosmicznej. Start satelitów przewidywano najwcześniej na rok 2020, a początek programu naukowego po roku 2020[7].Okres działania eksperymentu obliczony był na 5 lat z możliwością przedłużenia do 10 lat.
Cel naukowy
[edytuj|edytuj kod]
Celem projektu mają być obserwacje fal grawitacyjnych pochodzących z takich źródeł, jak:
- układy podwójnegwiazd neutronowychlubczarnych dziur,
- zjawiska o charakterze katastroficznym (kolapsmasywnejgwiazdy,zlewanie się czarnych dziur),
- reliktowe promieniowanie grawitacyjne z okresu wczesnego Wszechświata (analogiczne do elektromagnetycznegotła mikrofalowego).
Zwłaszcza wykrycie i pomiary tego ostatniego rodzaju fal grawitacyjnych byłoby bardzo cenne, ponieważ umożliwiłoby wgląd w historię Wszechświata znacznie wcześniejszą, niż pozwala na to obserwacja tła mikrofalowego.
Budowa
[edytuj|edytuj kod]Klasyczny interferometr Michelsona składa się z dwóchprostopadłychramion stykających się końcami. W miejscu ich zetknięcia znajduje się źródło światła, układ rozdzielający i część detekcyjna, w której doprowadza się dointerferencjipromieni światła odbitych od zwierciadeł umieszczonych na końcach ramion.
W eksperymencie LISA trzy satelity, wyznaczające ramiona interferometru, znajdują się w wierzchołkach trójkąta równobocznego, co oznacza, że ramiona interferometru stykają się pod kątem 60°. Wszystkie trzy satelity będą miały identyczną konstrukcję – każdy z nich będzie miał własne źródło światła i układ detekcyjny, a jednocześnie będzie służył jako zwierciadła dla dwóch pozostałych. Eksperyment będzie się więc składał praktycznie z trzech niezależnych[a]interferometrów. Pozwoli to na wzajemną kontrolę ich działania, zwiększy czułość układu i pozwoli na pomiarpolaryzacjifal grawitacyjnych.
Dla zredukowania wpływów grawitacyjnychZiemiiKsiężycaformacja zostanie umieszczona na orbicie okołosłonecznej o takim samym okresie obiegu jak Ziemia, ale w odległości około 20° za nią. Średnia odległość eksperymentu od Ziemi ma wynosić około 50 mln kilometrów. Każdy ze składających się na eksperyment satelitów zostanie umieszczony na orbicie eliptycznej i o nieco innym nachyleniu do płaszczyznyekliptyki,dzięki czemu będą one zachowywały stałą odległość od siebie (rysunek). Zmieniająca się przy tym orientacja całej formacji w przestrzeni może dodatkowo umożliwić pomiar kierunków dla silniejszych źródeł fal grawitacyjnych. Całkowity rozmiar formacji będzie kilkakrotnie większy od rozmiarów orbity Księżyca.
Bardzo istotne dla precyzji eksperymentu jest odizolowanie satelitów (a ściślej: umieszczonych na ich pokładach swobodnie spadających mas referencyjnych, których wzajemne położenia są mierzone) od wpływu czynników innych niżgrawitacjana ich ruch. Chodzi tu na przykład ociśnienie światłasłonecznego, oddziaływania z cząstkami gazu i pyłu międzyplanetarnego, a nawet efekty zmiennychpól elektrycznychod pracujących na pokładzie sondy komputerów i innej aparatury. Dlatego w każdym z satelitów masy referencyjne znajdą się wewnątrz specjalnej osłony. Położenie osłony, a więc i całego satelity, względem masy będzie mierzone z dokładnością do kilkusetnanometrów,a wszelkie odchylenia precyzyjnie korygowane miniaturowymisilniczkamio sile ciągu rzędumikroniutonów.
Każdy z satelitów będzie wyposażony, poza źródłem światła laserowego (laser podczerwony o mocy ok. 1W), w układ optyczny z dwomateleskopami Cassegraina,używanymi zarówno do wysyłania światła w kierunku pozostałych satelitów, jak i obserwowania światła przychodzącego. Same masy referencyjne, wykonane ze stopuzłotaiplatyny,będą miały formęsześcianówo idealnie wypolerowanych ścianach, służących za zwierciadła. Konstruktorzy zamierzają osiągnąć precyzję pomiarów zmian wzajemnej odległości mas na poziomie 10pikometrów.
Porównanie z innymi detektorami fal grawitacyjnych
[edytuj|edytuj kod]W porównaniu z istniejącymi lub planowanymi ziemskimidetektorami fal grawitacyjnychopartymi na zasadzie interferometru, jakLIGO,VIRGOczyGEO600,LISA wyróżnia się czułością na fale grawitacyjne o niskichczęstotliwościach,co zawdzięcza dużej długości ramion interferometru. Detektor będzie więc komplementarny do obserwatoriów naziemnych, czułych na małedługości fal(czyli wyższe częstotliwości).
Uwagi
[edytuj|edytuj kod]- ↑Niezależnych w sensie niezależności układów pomiarowych. Interferometry mają parami po jednym wspólnym ramieniu, więc w tym sensie nie są niezależne.
Przypisy
[edytuj|edytuj kod]- ↑abcESA:LISA.[dostęp 2022-01-26].(ang.).
- ↑Mission Concept.[w:]eLISA[on-line]. Max Planck Institute for Gravitational Physics. [dostęp 2015-12-13]. [zarchiwizowane ztego adresu(2013-12-05)].(ang.).
- ↑LISA Pathfinder Overview.[w:]Space Science[on-line]. ESA, 2013-06-06. [dostęp 2015-03-26].(ang.).
- ↑LISA Pathfinder takes a peek at Earth.European Space Agency, 2015-12-05. [dostęp 2015-12-06].(ang.).
- ↑Gravitational Observatory Advisory Team:The ESA–L3 Gravitational Wave Mission - Final Report.ESA–L3 Final Report, 28 March 2016.
- ↑PauAmaro-Seoanei inni,Low-frequency gravitational-wave science with eLISA/NGO,„arXiv + Classical and Quantum Gravity”, 29 (12),2012,s. 2,DOI:10.1088/0264-9381/29/12/124016,arXiv:1202.0839(ang.).
- ↑Weronika Śliwa.LISA na falach kosmosu.„Wiedza i Życie”.10 (910), s. 74, 2010. Warszawa: Prószyński Media.ISSN0137-8929.
Linki zewnętrzne
[edytuj|edytuj kod]
- LISA na stronach NASA(ang.)
- LISA na stronach ESA(ang.)