Przestrzenna antena interferometru laserowego (LISA) Reprezentacja LISA wykrywająca fale grawitacyjne w kosmosie.
Organizacja | Europejska Agencja Kosmiczna (ESA) |
---|---|
Program | Kosmiczna wizja |
Pole | Wykrywanie fal grawitacyjnych |
Konstelacja | 3 |
Status | W opracowaniu |
Inne nazwy | NGO, eLISA |
Uruchomić | 2032 |
Teren | www.lisamission.org |
Kontrola postawy | Stabilizowany na 3 osiach |
---|
Orbita | Heliocentryczny |
---|
Interferometr laserowy Przestrzeń Antenna ( LISA ) to przyszłość misja kosmiczna z Europejskiej Agencji Kosmicznej (ESA), którego celem jest wykrycieniskiej częstotliwości fal grawitacyjnych z kosmosu. Jest to pierwsze kosmiczne obserwatorium fal grawitacyjnych, obecnie obserwatorialądowe, w szczególności LIGO i Virgo .
LISA składa się z konstelacji trzech satelitów na orbicie heliocentrycznej, tworzących trójkąt równoboczny w odległości 2,5 miliona kilometrów, którego trzy ramiona są połączone 6 wiązkami laserowymi .
LISA powstała w 1997 roku jako współpraca pomiędzy ESA i NASA , ale amerykańska agencja kosmiczna wycofała się w 2011 roku ze względów finansowych. Projekt europejski został następnie znacznie zredukowany i kolejno przemianowany na New Gravitational-Wave Observatory ( NGO ), a następnie Evolved LISA ( eLISA ). Po sukcesie LISA Pathfinder misji demonstrator technologiczny , a szczególnie pierwsza bezpośrednia obserwacja fal grawitacyjnych,14 września 2015 r, NASA powróciła do projektu w 2016 roku. Przyjmując nazwę LISA, projekt został ponownie zdefiniowany i ostatecznie wybrany przez ESA na 20 czerwca 2017 rjako duża misja L3 programu Cosmic Vision z premierą w 2032 roku.
Fale grawitacyjne lub grawitacyjne to oscylacje czasoprzestrzeni, które rozchodzą się z prędkością światła w próżni w dużej odległości od punktu ich powstania. Ich istnienie przewidział Albert Einstein w swojej ogólnej teorii względności w 1916 r. Generowane odkształcenia są jednak tak słabe, że wykrywalne fale są wytwarzane tylko przez masy poddane bardzo dużym przyspieszeniom.
W przeciwieństwie do fal elektromagnetycznych, fale grawitacyjne w niewielkim stopniu oddziałują z materią . Przemieszczają się na duże odległości kosmiczne bez przeszkadzania. Obserwując je, można więc uzyskać nowe informacje o Wszechświecie . W szczególności mogą umożliwić lepsze zrozumienie początków Wszechświata w ciągu pierwszych 380 000 lat po Wielkim Wybuchu , w czasie, gdy fale elektromagnetyczne, w tym światło , jeszcze nie krążą. Mogą również dostarczyć danych o niektórych ciałach niebieskich, takich jak czarne dziury , gwiazdy neutronowe lub supernowe .
Do wykrywania fal grawitacyjnych badacze wykorzystują metodę interferometrii . Naziemne interferometry, takie jak Virgo (zbudowane w Cascinie , niedaleko Pizy we Włoszech ) lub LIGO ( Livingstone i Hanford w Stanach Zjednoczonych ), istnieją już od początku XXI wieku i działają. Inne są w przygotowaniu : GEO600 w Niemczech, AIGO w Australii i TAMA w Japonii. Ich czułość jest jednak ograniczona do wysokich częstotliwości (10 Hz - 10 kHz ) przez szum sejsmiczny , długość ramienia i gradienty pola grawitacyjnego wewnątrz Ziemi.
Pierwsza bezpośrednia obserwacja fal grawitacyjnych jest ogłoszony11 lutego 2016 rprzez laboratoria LIGO i Virgo . Sygnał GW150914 jest włączony14 września 2015 ro 9:50:45 UT w dwóch bliźniaczych lokalizacjach LIGO w USA. Źródłem tego sygnału jest koalescencja (fuzja) dwóch czarnych dziur o masach 36 i 29 mas Słońca , znajdujących się ponad miliard lat świetlnych od Ziemi. Sekund obserwacja dokonywana jest na26 grudnia 2015 r, trzeci na4 stycznia 2017 ri czwarty dalej14 sierpnia 2017 r. Te odkrycia zostały nagrodzone Nagrodą Nobla w dziedzinie fizyki w rokupaździernik 2017przyznany Amerykanom Rainerowi Weissowi , Barry'emu C. Barishowi i Kipowi Thorne'owi , odpowiedzialnym za eksperyment LIGO.
Plik 17 sierpnia 2017The połączenie dwóch gwiazd neutronowych obserwuje się po raz pierwszy, zarówno w postaci fal grawitacyjnych przez interferometrów naziemnej 3 i w postaci światła o 70 teleskopu na ziemi i na orbicie. To wydarzenie naprawdę sygnalizuje początek astronomii grawitacyjnej .
Pierwsze prace nad urządzeniem kosmicznym zdolnym do badania fal grawitacyjnych pochodzą z 1974 roku. Zespół NASA proponuje zbudowanie interferometru Michelsona w kształcie krzyża, którego ramiona mają kilometr długości. Ten ambitny projekt jest oferowany w pełnym programie Apollo , zaledwie pięć lat po pierwszych krokach człowieka na Księżycu .
Koncepcja jest szczegółowo opisywana w kolejnych latach, aw 1981 roku Peter Fender i James Faller, Joint Institute for Laboratory Astrophysics (in) (JILA) na University of Colorado w Boulder , oferują misję Lagos ( Laser Antenna for Gravitational Radiation Observation in) Space ): trzy satelity z kompensacją oporu są umieszczone na orbicie heliocentrycznej w odległości miliona kilometrów od siebie. Pomimo zainteresowania projektem, NASA odrzuciła projekt z powodu braku funduszy.
LISA to pierwsze kosmiczne obserwatorium fal grawitacyjnych . Pozwala to na wykrycie niskiej częstotliwości fal grawitacyjnych , między 0,1 MHz a 100 MHz , nieobserwowalnej przez naziemnych interferometrów ze względu na ich małe wymiary i sejsmicznych zakłóceń . Fale grawitacyjne o niskiej częstotliwości są wytwarzane przez bardzo masywne i bardzo odległe gwiazdy, takie jak supermasywne czarne dziury położone w centrum galaktyk .
Uważa się, że pasmo częstotliwości obserwowane przez LISA jest najbogatsze w fale grawitacyjne. Dlatego misja powinna umożliwić lepsze zrozumienie powstawania gwiazd podwójnych w Drodze Mlecznej , poznanie historii Wszechświata aż do przesunięcia ku czerwieni rzędu 20 (pierwsze gwiazdy powstałe po Wielkim Wybuchu ), aby przetestować teoria ogólnej teorii względności w silnych polach grawitacyjnych i obserwacja początków Wszechświata za pomocą energii rzędu TeV .
W 1993 r. Europejska Agencja Kosmiczna (ESA) ogłosiła zaproszenie do składania wniosków na misję trzeciej klasy średniej (M3) programu Horyzont 2000 . Międzynarodowe zespoły naukowców zaproponowały jej dwa projekty wykrywania fal grawitacyjnych z kosmosu:
W obliczu podobieństw między tymi dwoma propozycjami Europejska Agencja Kosmiczna postanowiła zebrać je razem w jednym badaniu oceniającym, w którym należy wybrać jedną z dwóch opcji. Ze względu na niewielką różnicę w kosztach zdecydowano się na opcję heliocentryczną, która ma kilka zalet: stałą długość ramion i stabilne środowisko bez zakłóceń, w szczególności spowodowanych promieniowaniem słonecznym .
Ostatecznie projekt LISA nie został wybrany w 1996 roku jako misja M3 przez Europejską Agencję Kosmiczną, ponieważ jego koszt był znacznie wyższy niż budżet misji. Jednak zespół tematyczny ds. Fizyki fundamentalnej i komisja badawcza, świadome swojego potencjału naukowego, zalecają uczynienie z niej trzeciej „kamienia węgielnego” misji programu „ Horyzont 2000+ ” . Jest to misja Plancka (ex-COBRAS / SAMBA), której celem jest mapowanie niewielkich zmian temperatury kosmicznego rozproszonego tła, które zostało wybrane jako misja M3.
Ze względu na znaczny koszt projektu LISA niezbędne fundusze są trudne do pozyskania, a start nie może nastąpić przed 2017, a nawet 2023 r. Istnieje wtedy ryzyko, że NASA opracuje podobny projekt i uruchomi go przed Agencją. przestrzeń. Tak więc w latach 1996-1997 zespół naukowy LISA zmniejszył o prawie połowę koszty projektu, zmniejszając liczbę satelitów, a także ich rozmiar. WLuty 1997, proponuje wraz z Fundamental Physics Advisory Group (FPAG) współpracę z NASA.
W styczeń 1997, Zespół z Jet Propulsion Laboratory (JPL) już pracuje z zespołem naukowym LISA sprawie projektu szacuje się na US $ 465 mln : trzy satelity rozstawione 5 milionów kilometrów od siebie tworząc trójkąt równoboczny i wysłany przez Delta II wyrzutni . Ta nowa misja LISA zostanie zaprezentowana w marcu na podkomisji Struktury i Ewolucji Wszechświata (SEUS) NASA. Jeśli misja nie zostanie natychmiast przyjęta do startu w latach 2000-2004, zostanie wybrana jako część mapy drogowej rozwoju technologii dla tematu Struktura i ewolucja wszechświata . W czerwcu tego samego roku projekt LISA otrzymał biuro w JPL pod kierownictwem WM Folknera. W grudniu powstał zespół o nazwie LISA Mission Definition Advisory Team, składający się z 36 amerykańskich naukowców i zespołu ESA.
W Sierpień 2004, umowa pomiędzy ESA i NASA rozdziela obowiązki. NASA jest odpowiedzialna za dostawę trzech satelitów i wyrzutni, kontrolę operacji i wykorzystanie Deep Space Network . ESA zapewnia ładunek i trzy silniki odrzutowe.
Ale w marzec 2011, Europejska Agencja Kosmiczna (ESA) i NASA ogłaszają koniec współpracy. Ze względu na cięcia budżetowe i dryfujący koszt Kosmicznego Teleskopu Jamesa-Webba , NASA może teraz sfinansować tylko jedną dużą misję, a Planetary Science Decadal Survey uznała, że projekt Wide Field Infrared Survey Telescope (WFIRST) jest ważniejszy. ciemna energia .
Wraz z odejściem NASA Europejska Agencja Kosmiczna musi następnie ponownie rozważyć misję w kontekście czysto europejskim. Aby uzyskać bardziej rozsądny budżet, zmienia swoje właściwości w dół: interferometr umieszczony na innej orbicie z dwoma ramionami o długości miliona kilometrów na okres misji trwający tylko dwa lata. Zmiany te powodują zmniejszenie czułości interferometru.
Projekt, przemianowany na New Gravitational Wave Observatory (NGO), jest proponowany jako misja L1 programu Cosmic Vision . Jeśli jednak uznana zostanie jego wartość naukowa, wybierze go Komitet ProgramowyMaj 2012misja sondy kosmicznej JUICE, która musi latać nad księżycami Jowisza .
W Marzec 2013Europejska Agencja Kosmiczna ogłasza zaproszenie do składania wniosków dotyczących przyszłych ciężkich misji L2 i L3 programu Cosmic Vision . W listopadzie stwierdza, że misja L2 jest poświęcona gorącemu i energetycznemu wszechświatowi, a misja L3 wszechświatowi grawitacyjnemu. Tematyka tego ostatniego odpowiada celowi projektu organizacji pozarządowej, zwanego obecnie eLISA ( Evolved LISA ).
Uruchomiono demonstrator technologii LISA Pathfinder odpowiedzialny za walidację technologii stosowanych w LISA3 grudnia 2015 ro 4:04 UT przez europejską wyrzutnię Vegę z bazy startowej w Kourou . Satelita osiąga22 stycznia 2016 rjego ostateczne położenie, punkt Lagrange'a L 1 na 1,5 miliona kilometrów od Ziemi, w kierunku Słońca . Swoją misję naukową rozpoczyna wmarzec 2016przez okres sześciu miesięcy. Ale już po dwóch miesiącach operacji misja okazała się sukcesem: nie tylko przetestowano technologie, ale także osiągi demonstratora były pięć razy wyższe niż specyfikacje.
Po sukcesie misji LISA Pathfinder, a zwłaszcza pierwszej bezpośredniej obserwacji fal grawitacyjnych, model14 września 2015 r, NASA decyduje się latem 2016 roku dołączyć do projektu, który przyjmuje nazwę LISA. Zespoły naukowe projektu mogą następnie zrewidować swoje ambicje naukowe w górę.
W październik 2016The European Space Agency (ESA) otwiera proces selekcji dla dużych misji L3 programu Cosmic Vision, która jest zaplanowana do uruchomienia w regulującego 2034. The13 stycznia 2017 r, projekt LISA jest proponowany ESA na potrzeby tej misji. Obecnie składa się z trójramiennego interferometru o długości 2,5 miliona kilometrów każdy. Sześć laserów łączy trzy satelity umieszczone trójkątnie na heliocentrycznej orbicie w odległości około 50 milionów kilometrów od Ziemi. Koszt tej czteroletniej misji szacuje się łącznie na miliard euro, przy oczekiwanym 20% udziale NASA. Plik20 czerwca 2017 r, ESA Komitet Programowy Science zaskoczeniem wybiera projekt LISA jak dużym misji L3.
Podczas ministerialnego spotkania ESA w 2019 r. Budżet przeznaczony na misję przekroczył oczekiwania, a tym samym termin startu został skrócony z 2034 do 2032.
W 1998 roku zdecydowano się przetestować pewne wrażliwe i innowacyjne aspekty projektu LISA za pomocą demonstratora technologicznego o nazwie ELITE ( European LIsa Technology Experiment ). Projekt ten został przerobiony, a następnie w 2000 r. Zaproponowany Europejskiej Agencji Kosmicznej jako misja SMART-2 i został zatwierdzony w listopadzie przez Komitet Programu Naukowego (SPC). Projekt zostaje następnie przemianowany na LISA Pathfinder .
Wystrzelono satelitę LISA Pathfinder3 grudnia 2015 ro 4:04 UT przez europejską wyrzutnię Vegę z bazy startowej w Kourou . Satelita osiąga22 stycznia 2016 rjego ostateczne położenie, punkt Lagrange'a L 1 na 1,5 miliona kilometrów od Ziemi, w kierunku Słońca . Swoją misję naukową rozpoczyna wmarzec 2016przez okres sześciu miesięcy. Ale już po dwóch miesiącach działalności naukowej misja okazuje się sukcesem. Nie tylko poddawane są walidacji przetestowane technologie, ale także wydajność demonstratora jest pięciokrotnie wyższa niż specyfikacja.
LISA składa się z konstelacji trzech sztucznych satelitów umieszczonych na orbicie heliocentrycznej, tworzących trójkąt równoboczny w odległości 2,5 miliona kilometrów od siebie. Trzy ramiona są połączone łączami optycznymi utworzonymi z wiązek laserowych . Formacja podąża za Ziemią z opóźnieniem 20 °, czyli około 50 milionów kilometrów. Płaszczyzna utworzona przez trójkąt satelitów jest nachylona pod kątem 60 ° w stosunku do płaszczyzny ekliptyki .
Taka konfiguracja jest możliwa dzięki temu, że prawa mechaniki niebieskiej przewidują, że trzy heliocentryczne orbity o tym samym promieniu i nachylone pod pewnym kątem mogą być pokonane przez trzy satelity tworzące idealny trójkąt równoboczny, jeśli względne pozycje satelitów w ich odpowiednich orbity są odpowiednio dobrane. Trójkąt wykonuje pełny obrót wokół swojego środka w ciągu jednego roku.
Podobnie jak wszystkie nowoczesne detektory fal grawitacyjnych, LISA wykorzystuje technikę interferometrii laserowej. Trzy satelity tworzące LISA w rzeczywistości tworzą gigantyczny interferometr Michelsona, w którym trzy satelity pełnią rolę lustra oraz źródła i obserwatora. Kiedy przechodzi fala grawitacyjna, odległości trzech ramion LISA są zaburzone z powodu deformacji czasoprzestrzennych wywołanych przez falę grawitacyjną.
Dlatego w praktyce względna zmiana fazy odległego lasera jest mierzona w odniesieniu do lokalnego lasera na zasadzie interferencji światła. Porównanie między częstotliwością odbieranej wiązki a częstotliwością lokalnego oscylatora nosi zatem sygnaturę zakłóceń wytwarzanych przez falę grawitacyjną .
Każdy satelita ma dwa lasery, które wskazują jeden z pozostałych dwóch satelitów. Ze względu na odległość wiązka laserowa odebrana przez odległego satelitę nie może zostać odbita tak, jak ma to miejsce w przypadku innego satelity, ponieważ sygnał jest ostatecznie zbyt osłabiony. W tym celu każdy satelita ponownie emituje wiązkę laserową generowaną lokalnie, ale zsynchronizowaną w fazie z odebraną wiązką laserową.
Aby wyeliminować inne siły niegrawitacyjne, takie jak wiatr słoneczny i ciśnienie promieniowania , na które narażony jest każdy z trzech satelitów, odniesieniem do pomiaru interferometrycznego jest masa bezwładnościowa (sześcian o bokach 46 mm wykonany w 75% ze złota i 25% platyny ), w swobodnym spadku w przestrzeni, która zawiera i następuje satelitę, zgodnie z zasadą już doświadczają innych misji kosmicznych, takich Gravity Probe B .
Każdy satelita mierzy te ograniczenia (dzięki pojemnościowemu akcelerometrowi ) i kompensuje je (dzięki mikro-akceleratorom). Urządzenie zapewnia, że każdy satelita pozostaje wyśrodkowany w stosunku do swojej masy testowej.
Wymiary interferometru LISA i jego izolacja od naziemnych źródeł hałasu pozwalają więc na uzyskanie czułości porównywalnej z interferometrami naziemnymi (czułość obiektywna 10 μm na dystansie 1 mln km, czyli względna zmienność odległości δL / L < 10-21 ), ale w paśmie częstotliwości od około 0,1 mHz do 1 Hz . To pasmo częstotliwości jest komplementarne z pasmem anten typu VIRGO lub LIGO i daje dostęp do innej klasy zdarzeń astrofizycznych.
LISA to głównie fizyka, która ma miejsce wokół supermasywnych czarnych dziur osłoniętych przez prawie wszystkie galaktyczne żarówki. Chcemy obserwować poprzez sygnały grawitacyjne wychwytywanie zwartych gwiazd przez czarne dziury, a nawet koalescencję supermasywnych czarnych dziur.
Rzeczywiście, częstotliwość fal grawitacyjnych jest bezpośrednio związana z okresem rewolucji układu, który je generuje. Jednak okres rewolucji układu dwóch czarnych dziur, które mają się połączyć, jest bezpośrednią funkcją ich masy: im większa masa, tym dłuższy okres i niższa częstotliwość wytwarzanych fal. Pasmo częstotliwości naziemnych interferometrów odpowiada emisjom wytwarzanym przez gwiazdy neutronowe lub gwiezdne czarne dziury . Ta z LISA odpowiada supermasywnym czarnym dziurom. Zdarzenia związane z supermasywnymi czarnymi dziurami są a priori rzadsze niż te z udziałem gwiazdowych czarnych dziur, ale można je wykryć z większych odległości. Ryzyko związane z misją LISA polega na tym, że sygnał grawitacyjny jest zanieczyszczony przez zestaw dwóch systemów białych karłów , generujących fale o tych częstotliwościach, o niższej amplitudzie, ale mimo to wykrywalne ze względu na ich większą bliskość.