Ondas gravitacionais: comec a uma nova astronomia

Transcrição

1 Ondas gravitacionais: comec a uma nova astronomia Riccardo Sturani Instituto de Fı sica Teo rica - UNESP/ICTP-SAIFR - Sa o Paulo sturani@ift.unesp.br IFT - 18 Fevereiro 2016

2 O que são as ondas gravitacionais? Oscilações do espaço-tempo, geradas pela matéria acelerada Têm interação muito fraca: nao são absorvidas dificil de observar

3 Un pouco de história Novembro 1915: A. Einstein publica o artigo sobre a Relatividade Geral, explicando movimento dos corpos na gravitade e as ondas Trabalhos successivos de H. Weyl (1918) e A. Eddington (1922) mostram que as ondas gravitacionais propagam com a velocidade da luz Em 1936 um artigo com N. Rosen nega existência das ondas, mas conseguem corrigir o erro antes da publicação final graças a H. P. Robertson e L. Infeld Einstein e Infeld Robertson

4 Quando o cientistas se convenceram da realidade das ondas gravitacionais? Só em 1955 aceitação completa de que as ondas gravitacionais existem e carregam energia, artigos publicados em 1957 por H. Bondi J. A. Wheleer R. P. Feynman

5 Se existem como detectá-las? As barras de J. Weber

6 Se existem como detectá-las? As barras de J. Weber O detector Mario Schenberg em São José dos Campos (INPE, São Paulo)

7 Se existem como detectá-las? As barras de J. Weber O detector Mario Schenberg em São José dos Campos (INPE, São Paulo) Mais detectores resonantes na Itália, no EUA e na Australia

8 A ideia dos interferômetros Kip. S. Thorne, Rainer Weiss, Ronald W. P. Drever Downloaded from on February 17, 2016

9 A ideia dos interferômetros Kip. S. Thorne, Rainer Weiss, Ronald W. P. Drever Downloaded from on February 17, 2016 Mas também no velho continente

10 Uma régua muito precisa A intensidade da luz é proporcional à diferença de comprimento dos braços Con este método se pode medir uma diferença de até cm em 3-4 km.

11 E se não precisasse construir um detector?

12 E se não precisasse construir um detector? A existência é prevista pela Relatividade Geral, confirmada pela observação da perda da energia do sistema binário das estrelas de nêutrons Estrelas de nêutrons pulsares são fontes de ondas ràdio Diferença entre a predição teórica e a observação menor que 0.1%! 9 sistemas binários de pulsares conhecidos na nossa galáxia hoje com período de algumas horas, a 100 milhões de anos da coalescência

13 Ondas gravitacionais e buracos negros Existem os buracos negros? Sim! Se são negros, como se observam? Pela a luz emitida pelos objetos astrofísicos quem caem dentro deles (até a semana passada) Qual é a massa dos buracos negros? O mais comuns pesam 3-50 vezes o sol, mas o centro da nossa galáxia hospeda um buraco negro de 1 milhão de massas solares. Estima-se que as galáxias distantes possuem um buraco negro central de até 1 bilhão des vezes mais pesado que o nosso sol

14 Qual é o tamanho de um buraco negro? Se o sol fosse um buraco negro teria un raio de 3 km (estrelas de nêutrons tem raios 10km) O buraco negro no centro da nossa galàxia tem raio de 10 milhões de km Sistema binarios de buracos negros (o de estrelas de nêutrons) ao final da vida podem ter órbitas de alguns kilometros e velocidade próxima da velocidade da luz ( km/sec) e portanto períodos menor que 1 seg. Todas massas aceleradas emitem ondas gravitacionais, também o sistema terra-sol, mas para que houvesse frêquencias menores de 1Hz seria necessário que estes objectos fossem compactos

15 Os observatórios LIGO e Virgo Todos estão numa fase de melhoramento. Nova tomada de dados começará em Setembro/Outubro Última tomada de dados acabou em Janeiro, análise completa será publicada em Abril. Em observatório japonês KA- GRA e o indiano INDIGO entrarão em funcionamento

16 Os observatórios LIGO e Virgo Todos estão numa fase de melhoramento. Nova tomada de dados começará em Setembro/Outubro Última tomada de dados acabou em Janeiro, análise completa será publicada em Abril. Indian gravitational wave observatory gets Union Cabinet approval - Th... SCI-TECH» SCIENCE Published: February 17, :35 IST Updated: February 17, :38 IST New Delhi, February 17, 2016 Union Cabinet clears LIGO-India gravitational wave observatory IANS

17 Os grupos em LIGO atualmente LSC Institutions LEGENDA MAPPA 1 of :41 R. Williams, CALTECH

18 PRL 116, (2016) Selected for a Viewpoint in Physics P H Y S I C A L R E V I E W L E T T E R S week ending 12 FEBRUARY 2016 Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger B. P. Abbott et al. * (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration) (Received 21 January 2016; published 11 February 2016) On September 14, 2015 at 09:50:45 UTC the two detectors of the Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory simultaneously observed a transient gravitational-wave signal. The signal sweeps upwards in frequency from 35 to 250 Hz with a peak gravitational-wave strain of It matches the waveform predicted by general relativity for the inspiral and merger of a pair of black holes and the ringdown of the resulting single black hole. The signal was observed with a matched-filter signal-to-noise ratio of 24 and a false alarm rate estimated to be less than 1 event per years, equivalent to a significance greater than 5.1σ. The source lies at a luminosity distance of 410 þ Mpc corresponding to a redshift z ¼ 0.09þ In the source frame, the initial black hole masses are 36 þ5 4 M and 29 þ4 4 M, and the final black hole mass is 62 þ4 4 M, with 3.0 þ M c 2 radiated in gravitational waves. All uncertainties define 90% credible intervals. These observations demonstrate the existence of binary stellar-mass black hole systems. This is the first direct detection of gravitational waves and the first observation of a binary black hole merger. DOI: /PhysRevLett I. INTRODUCTION In 1916, the year after the final formulation of the field equations of general relativity, Albert Einstein predicted the existence of gravitational waves. He found that the linearized weak-field equations had wave solutions: transverse waves of spatial strain that travel at the speed of light, generated by time variations of the mass quadrupole moment of the source [1,2]. Einstein understood that The discovery of the binary pulsar systempsr B1913þ16 by Hulse and Taylor [20] and subsequent observations of its energy loss by Taylor and Weisberg [21] demonstrated the existence of gravitational waves. This discovery, along with emerging astrophysical understanding [22], led to the recognition that direct observations of the amplitude and phase of gravitational waves would enable studies of additional relativistic systems and provide new

19 Quão ruidosos são os LIGO?

20 Quão ruidosos são os LIGO?

21 Quão ruidosos são os LIGO?

22 Por que não vimos antes?

23 Por que não vimos antes?

24 Por que não vimos antes?

25 Por que não vimos antes? Muito forte!

26 É possível ver algo tão minúsculo? Spectrogramas tempo-frequência

27 É possível ver algo tão minúsculo? Spectrogramas tempo-frequência Melhor se subtrairmos o ruído: branqueamento

28 Depois do branqueamento O sinal aparece bem claro: M 1 36M, M 2 29M d L 400 Mpc km 1 bilhão annos-luz

29 Depois do branqueamento O sinal aparece bem claro: M 1 36M, M 2 29M d L 400 Mpc km 1 bilhão annos-luz mas não conseguimos medir os spins dos buracos negros

30 Método mais eficaz para tirar o sinal do ruído

31 Método mais eficaz para tirar o sinal do ruído =

32 O sinal

33 Pode ter acontencido por acaso? Não muito provável: < 1/ anos!

34 Alguém vai ganhar o prêmio Nobel?

35 Alguém vai ganhar o prêmio Nobel? Talvez K. Thorne, R. Weiss R. Drever

36 De onde ela veio?

37 O que podemos ver?

38 HORIZONS (MIDDLE-TOP), BEST FIT WAVEFORM (MIDDLE-BOTTOM) first direct detection of gravitational waves (GW) and first direct observation of a black hole binary Para resumir observed by LIGO L1, H1 duration from 30 Hz source type black hole (BH) binary # cycles from 30 Hz date 14 Sept 2015 peak GW strain 1 x peak displacement of interferometers arms ±0.002 fm frequency/wavelength at peak GW strain 150 Hz, 2000 km time 09:50:45 UTC likely distance 0.75 to 1.9 Gly 230 to 570 Mpc redshift to signal-to-noise ratio 24 false alarm prob. < 1 in 5 million false alarm rate < 1 in 200,000 yr Source Masses M total mass 60 to 70 primary BH 32 to 41 secondary BH 25 to 33 remnant BH 58 to 67 mass ratio 0.6 to 1 primary BH spin < 0.7 secondary BH spin < 0.9 remnant BH spin 0.57 to 0.72 signal arrival time delay arrived in L1 7 ms before H1 likely sky position Southern Hemisphere likely orientation resolved to face-on/off ~600 sq. deg. ~ 200 ms ~10 peak speed of BHs ~ 0.6 c peak GW luminosity 3.6 x 1056 erg s-1 radiated GW energy M remnant ringdown freq. ~ 250 Hz remnant damping time ~ 4 ms.. remnant size, area 180 km, 3.5 x 105 km2 consistent with general relativity? passes all tests performed graviton mass bound < 1.2 x ev coalescence rate of binary black holes 2 to 400 Gpc-3 yr-1 online trigger latency ~ 3 min # offline analysis pipelines CPU hours consumed papers on Feb 11, 2016 # researchers 5 ~ 50 million (=20,000 PCs run for 100 days) 13 ~1000, 80 institutions in 15 countries Detector noise introduces errors in measurement. Parameter ranges correspond to 90% credible bounds. Acronyms: L1=LIGO Livingston, H1=LIGO Hanford; Gly=giga lightyear=9.46 x km; Mpc=mega

39 Ondas gravitacionais e o Universo primordial

40 THE END Cover image: Aurore Simonnet, E/PO Sonoma State University

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