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Utente:Zambu/Sandbox

Template:Use dmy dates Template:Infobox astronomical event The first observation of gravitational waves occurred on 14 September 2015 and was announced by the LIGO and VIRGO collaborations on 11 February 2016.[1][2][3] Previously, gravitational waves had been inferred only indirectly, through their effect on the timing of pulsars in binary star systems. The waveform, detected by both LIGO observatories,[4] matched the predictions of general relativity for a gravitational wave emanating from the inward spiral and merger of a pair of black holes of around 36 and 29 solar masses and the subsequent "ringdown" of the single resulting black hole.Template:Refn The signal was named GW150914 (from "Gravitational Wave" and the date of observation).[1][5]Template:Refn

It was also the first observation of a binary black hole merger, demonstrating the existence of binary stellar-mass black hole systems, and that such mergers could occur within the current age of the universe.

This first observation was reported around the world as a remarkable accomplishment for many reasons. Efforts to directly prove the existence of such waves had been ongoing for over fifty years, and the waves are so minuscule that Albert Einstein doubted they could ever be detected.[6][7] The waves given off by the cataclysmic merger of GW150914 reached Earth as a ripple in spacetime that changed the length of a 4-km LIGO arm by a thousandth of the width of a proton,[5] proportionally equivalent to changing the distance to the nearest star outside the Solar System by one hair's width.[8]Template:Refn The energy released by the binary as it spiralled together and merged was immense, with the energy of 3,0+0,5
−0,5 c2 solar masses (5,3+0,9
−0,8

 
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joules) in total radiated as gravitational waves, reaching a peak emission rate of about 3,6+0,5
−0,4

 
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watts – a level greater than the combined power of all light radiated by all the stars in the observable universe.[1][2][9][10]Template:Refn

The observation confirms the last remaining unproven prediction of general relativity and validates its predictions of space-time distortion in the context of large scale cosmic events (known as strong field tests). It was also heralded as inaugurating a new era of gravitational-wave astronomy, which will enable observations of violent astrophysical events that were not previously possible, and potentially allow the direct observation of the very earliest history of the universe.[1][11][12][13][14]

Gravitational waves modifica

  Lo stesso argomento in dettaglio: Gravitational wave.
Video simulation showing the warping of space-time and gravitational waves produced, during the final inspiral, merge, and ringdown of black hole binary system GW150914.[15]

Albert Einstein originally predicted the existence of gravitational waves in 1916,[16][17] on the basis of his theory of general relativity.[18] General relativity interprets gravity as a consequence of distortions in space-time, caused by mass. Therefore, Einstein also predicted that events in the cosmos would cause "ripples" in space-time – distortions of space-time itself – which would spread outward, although they would be so minuscule that they would be nearly impossible to detect by any technology foreseen at that time.[7] It was also predicted that objects moving in an orbit would lose energy for this reason (a consequence of the law of conservation of energy), as some energy would be given off as gravitational waves, although this would be insignificantly small in all but the most extreme cases.[19]

One case where gravitational waves would be strongest is during the final moments of the merger of two compact objects such as neutron stars or black holes. Over a span of millions of years, binary neutron stars, and binary black holes lose energy, largely through gravitational waves, and as a result, they spiral in towards each other. At the very end of this process, the two objects will reach extreme velocities, and in the final fraction of a second of their merger a substantial amount of their mass would theoretically be converted into gravitational energy, and travel outward as gravitational waves,[20] allowing a greater than usual chance for detection. However, since little was known about the number of compact binaries in the universe and reaching that final stage can be very slow, there was little certainty as to how often such events might happen.[21]

Observation modifica

  Lo stesso argomento in dettaglio: Gravitational-wave astronomy.
Slow motion computer simulation of the black hole binary system GW150914 as seen by a nearby observer, during 0.33 s of its final inspiral, merge, and ringdown. The star field behind the black holes is being heavily distorted and appears to rotate and move, due to extreme gravitational lensing, as space-time itself is distorted and dragged around by the rotating black holes.[15]

Observations of gravitational waves can be made either indirectly, by observing the effects of waves on the distant objects, and deducing their likely cause, or directly by detecting and observing the effects of waves acting on instruments on Earth like LIGO, or in at least two decades by a spacecraft like eLISA.[22]

Indirect observation modifica

Evidence of gravitational waves was first deduced in 1974 through the motion of the double neutron star system PSR B1913+16, in which one of the stars is a pulsar that emits pulses at radio frequencies at precise, regular intervals as it rotates. Russell Hulse and Joseph Taylor, who discovered the stars, also showed that over time, the frequency of pulses shortened, and that the stars were gradually spiralling towards each other with an energy loss that agreed closely with the predicted energy that would be radiated by gravitational waves.[23][24] For this work, Hulse and Taylor were awarded the Nobel Prize in Physics in 1993.[25] Further observations of this pulsar and others in multiple systems (such as the double pulsar system PSR J0737-3039) also agree with General Relativity to high precision.[26][27]

Direct observation modifica

  Lo stesso argomento in dettaglio: Gravitational-wave observatory e LIGO.
 
Northern arm of the LIGO Hanford Gravitational-wave observatory.

Direct observation of gravitational waves was not possible for the many decades after they were predicted due to the minuscule effect that would need to be detected and separated from the background of vibrations present everywhere on Earth. A technique called interferometry was suggested in the 1960s and eventually technology developed sufficiently for this technique to become plausible.

In the present approach used by LIGO, a laser beam is split and the two halves are recombined after travelling different paths. Changes to the length of the paths or the time taken for the two split beams, caused by the effect of passing gravitational waves, to reach the point where they recombine are revealed as "beats". Such a technique is extremely sensitive to tiny changes in the distance or time taken to traverse the two paths. In theory, an interferometer with arms about 4 km long would be capable of revealing the change of space-time – a tiny fraction of the size of a single proton – as a gravitational wave of sufficient strength passed through Earth from elsewhere. This effect would be imperceptible to anybody and any other instrument on the planet (except for other interferometers of a similar size, such as the Virgo, GEO 600 and planned KAGRA and INDIGO detectors). In practice at least two interferometers would be needed, because any gravitational wave would be detected at both of these but other kinds of disturbance would generally not be present at both, allowing the sought-after signal to be distinguished from noise. This project was eventually founded in 1992 as the Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO). The original instruments were upgraded between 2010 and 2015 (to Advanced LIGO), giving an increase of around 10 times their original sensitivity.[28]

LIGO gestisce all'unisono due osservatori di onde gravitazionali, situati a 3 002 km (1 865 mi) di distanza: il LIGO Livingston Observatory (30°33′46.42″N 90°46′27.27″W / 30.562894°N 90.774242°W30.562894; -90.774242) in Livingston, Louisiana, e il LIGO Hanford Observatory, nel DOE Hanford Site (46°27′18.52″N 119°24′27.56″W / 46.455144°N 119.407656°W46.455144; -119.407656), vicino a Richland, Washington. Le piccole variazioni della lunghezza dei loro bracci sono costantemente confrontati e i segnali significativi, che sembrano sorgere simultaneamente, sono analizzati per determinare se potrebbe essere stata rilevata un'onda gravitazionale o se qualche altra causa ne potrebbe essere responsabile.

Dal 2002 al 2010 LIGO non ha rilevato eventi statisticamente significativi che potrebbero essere confermati come onde gravitazionali. Per questo gli strumenti hanno subito un pluriennale arresto durante il quale i rivelatori sono stati sostituiti e migliorati con la versione "Advanced LIGO". [29]   Con le osservazioni scientifiche formali che iniziarono il 18 settembre 2015,[30] nel febbraio 2015, i due rivelatori avanzati sono stati portati in “modalità ingegneristica”.[31]

Durante lo sviluppo e le osservazioni iniziali di LIGO, sono stati introdotti diversi "blind injections” ovvero segnali ad onda gravitazionale falsi per testare la capacità dei ricercatori di identificare tali segnali. Per proteggere l'efficacia delle "blind injections”, solo quattro scienziati LIGO sapevano quando tali iniezioni si verificavano, e l’informazione veniva rivelata solo inseguito alla analisi approfondita dei dati da parte dei ricercatori.[32] Tuttavia nessuna di tali prove si svolgevano nel settembre 2015 quando si è verificato GW150914.[33]

L'evento GW150914 modifica

Rilevazione dell'evento modifica

L’evento GW150914 è stato rilevato da entrambi gli osservatori LIGO statunitensi alle ore 09:50:45 UTC del 14 settembre 2015.[2][5] Le stazioni di rilevamento stavano operando in modalità di “collaudo ingegneristico”, ciò significa che stavano operando pienamente, ma non avevano ancora iniziato una fase formale "di ricerca" (che avrebbe dovuto iniziare entro tre giorni, il 18 settembre). Ci fu quindi una discussione sul fatto che i segnali che erano stati rilevati fossero reali o dei dati simulati per ragioni di verifiche ingegneristiche. In seguito si accertò che le rivelazioni fatte non erano dei test.[34]

Il chirp rilevato durò oltre 0,2 secondi e aumentò in frequenza e ampiezza in circa 8 cicli da 35 Hz a 150 Hz.[1] Il segnale è nel campo dell'udibilità ed è stato descritto come simile al "cinguettare" di un uccello;[2] gli astrofisici e le altre parti interessate di tutto il mondo hanno risposto con eccitazione imitando il segnale sui social networks al momento dell’annuncio della scoperta.[2][35][36][37] Nel chirp la frequenza aumenta perché ogni orbita del corpo in rotazione è notevolmente più veloce rispetto alla precedente. Questo accade negli istanti antecedenti alla fusione dei due corpi.

Il segnalatore che indicava un possibile rilevamento, fu registrato attivo entro tre minuti dall’acquisizione dell’evento. Quest’ultimo analizzò ‘rapidamente’, con alcuni metodi di ricerca nel sistema dei sensori del LIGO, i dati provenienti dall’osservatorio e fornì una iniziale e veloce analisi.[1] Dopo l'avviso automatico iniziale delle ore 09:54 UTC, una sequenza di messaggi di posta elettronica interni confermarono che non erano state fatte modifiche programmate o non programmate al segnalatore, e che i dati sembravano originali.[32][38] In seguito a ciò, il resto del team collaborativo fu rapidamente messo al corrente della rilevazione sperimentale e dei suoi parametri.[39]

Analisi statistiche più dettagliate del segnale, e dei dati raccolti dal 12 settembre al 20 ottobre 2015, identificarono GW150914 come un evento reale, con un entità di 5.1 sigma e un “livello di confidenza” del 99.99994%.[40]Picchi corrispondenti furono registrati a Livingston sette millisecondi prima che arrivassero a Hanford. Le Onde Gravitazionali si propagano alla velocità della luce, e la differenza è coerente con il tempo di percorrenza della distanza fra i due siti.[1] Tali onde hanno viaggiato alla velocità della luce per più di un miliardo di anni.[41]

Nel momento dell’evento la stazione di rilevazione delle Onde Gravitazionali Virgo (vicino a Pisa, Italia) era offline per lavori di miglioramento; se fosse stata attiva, sarebbe stata, molto probabilmente, abbastanza sensibile da captare il segnale, il che avrebbe aiutato enormemente la localizzazione dell’evento.[2] GEO600 (vicino ad Hannover, Germania) non era abbastanza sensibile da captare il segnale [1] e di conseguenza nessuna delle due stazioni potè confermare le misurazioni di Ligo.[2]

Origini astro-fisiche modifica

 
Simulation of merging black holes radiating gravitational waves.

The event happened at a luminosity distance of 410+160
−180 megaparsecs[1][42] (determined by the amplitude of the signal),[2] or 1,3±0,6 billion light years, corresponding to a cosmological redshift of 0,09+0,03
−0,04 (90% credible intervals). Analysis of the signal along with the inferred redshift suggested that it was produced by the merger of two black holes with masses of 36+5
−4 times and 29±4 times the mass of the Sun (in the source frame), resulting in a post-merger black hole of 62±4 solar masses.[42] The mass–energy of the missing 3,0±0,5 solar masses was radiated away in the form of gravitational waves.[1]

During the final 20 milliseconds of the merger, the power of the radiated gravitational waves peaked at about 3.6

 
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watts – 50 times greater[43] than the combined power of all light radiated by all the stars in the observable universe.[1][2][9][10]

Attraverso la durata del segnale avvertibile di 0.2 secondi, la velocità tangenziale(dell'orbita) relativa dei buchi neri incrementò dal 30% al 60% della velocità della luce. La frequenza orbitale di 75Hz (metà della frequenza dell'onda gravitazionale) significa che i corpi stavano orbitando ognuno ad una distanza di soli 350 Km dal momento in cui si fusero. I cambi di fase alla polarizzazione del segnale consentì il calcolo della frequenza orbitale dei corpi, e messo assieme all'ampiezza e al modello del segnale, consentì il calcolo delle loro masse e, di conseguenza, gli estremi delle loro velocità finali e della separazione dall'orbita (separatamente dalla distanza) nel momento in cui si fusero. Questa informazione dimostrò che gli oggetti dovevano essere dei buchi neri, dal momento che ogni altro tipo di corpo conosciuto con queste masse sarebbe stato fisicamente più grande e quindi sarebbe fuso prima di questo punto, o non avrebbe raggiunto velocità così grandi con un orbita così piccola. La più grande massa di una stella di neutroni osservata corrisponde a due volte la massa del sole, con un massimo limite conservativo per la massa di una stella di neutroni di tre masse solari, così che un paio di stelle di neutroni non avessero avuto massa sufficiente per giustificare la fusione (se non esistono alternative estranee, ad esempio, la stella di bosoni),[2][6] mentre un buco nero-stelle di neutroni sarebbero fusi prima, andando a finire in una frequenza orbitale finale che non era così elevata.[2]

La disintegrazione della forma dell'onda, dopo il suo culmine, fu costante con l'oscillazione smorzata di un buco nero poiché si sciolse ad una configurazione di fusione finale.[1] Sebbene il movimento a spirale di binari compatti possa essere descritto bene dai calcoli post-Newtoniani,[44] la fase di fusione degli intensi campi gravitazionali può essere risolta solo con grande generalità dalle simulazioni numeriche relative su larga scala.[45][46]

Si pensa che Il corpo generato a seguito della fusione sia un buco nero rotante di Kerr con un parametro di rotazione di 0,67+0,05
−0,07,[1][20] cioè con 2/3 del massimo momento angolare possibile per la sua massa.

Posizione nel cielo modifica

Gli strumenti per le onde gravitazionali sono rilevatori per il controllo dell'intero cielo con la scarsa capacità di individuare spazialmente i segnali. Una rete di tali strumenti è necessaria per localizzare la sorgente nel cielo mediante la triangolazione. Con solo le due strumentazioni LIGO in modalità osservazione, la posizione della sorgente di GW150914 poteva solamente essere confinata ad un arco nel cielo. Questo è stato realizzato mediante l'analisi del ritardo temporale di 6,9+0,5
−0,4 ms, insieme alla coerenza dell'ampiezza e del periodo all'interno di entrambi i rilevatori. Tale analisi ha prodotto una regione attendibile di 140 deg2 con una probabilità del 50% o 590 deg2 con una probabilità del 90% collocata principalmente nell'emisfero celeste australe,[42] nella direzione approssimativa delle Nubi di Magellano (ma molto oltre ad esse).[2][5]

Simultaneous gamma-ray observation modifica

The Gamma-Ray Burst Monitor (GBM) instrument on the Fermi Gamma-ray Space Telescope detected a weak gamma-ray burst above 50 keV that started 0.4 seconds after the LIGO event and had a positional uncertainty region that overlapped that of the LIGO observation. Although it is not certain that the two observations are from the same event, and the GBM event may possibly be just noise, the Fermi team calculates the odds of that being a coincidence at only 0.22%.[47]

However, observations using the INTEGRAL telescope, through the all-sky SPI-ACS instrument, indicate that the amount of energy in gamma-ray and hard X-ray emission from the event was less than one part in a million of the energy emitted in the form of gravitational waves, concluding that "this limit excludes the possibility that the event is associated with substantial gamma-ray radiation, directed towards the observer."[48]

Black hole mergers of the type thought to have produced the gravitational wave event are not expected to produce gamma-ray bursts, as stellar-mass black hole binaries are not expected to have large amounts of orbiting matter. Avi Loeb has theorised that if a massive star is rapidly rotating, the centrifugal force produced during its collapse will lead to the formation of a rotating bar that breaks into two dense clumps of matter with a dumbbell configuration that becomes a black hole binary, and at the end of the star's collapse it triggers a gamma-ray burst.[49][50] Loeb suggests that the 0.4 second delay is the time it took the gamma-ray burst to cross the star, relative to the gravitational waves.[49][51]

Altre osservazioni successive modifica

L’area sorgente ricostruita è stata presa di mira da osservazioni successive che comprendono la radio, l’ottica, gli infrarossi, i raggi X, e le lunghezze d'onda dei raggi Gamma con ricerche per neutrini coincidenti. Tuttavia, poiché il LIGO non aveva ancora iniziato la sua corsa nella scienza, la comunicazione agli altri telescopi è stata ritardata.[senza fonte]

Il telescopio ANTARES non ha rilevato alcun candidato neutrino entro ± 500 secondi di GW150914. L'osservatorio IceCube Neutrino Observatory ha rilevato tre candidati neutrini entro ± 500 secondi di GW150914. Un evento è stato trovato nel cielo a sud e due nel cielo a nord. Questo è coerente con le aspettative dei livelli di rilevamento di sfondo. Nessuno dei candidati era compatibile con la zona di confidenza del 90% della manifestazione di fusione. [52] Anche se non sono stati rilevati i neutrini, la mancanza di tali osservazioni ha fornito un limite di emissione di neutrini da questo tipo di evento di onde gravitazionali.[52]

Osservazioni compiute dalla Swift Gamma-Ray Burst Missiondi galassie vicine nella regione del rilevamento, due giorni dopo l'evento, non hanno rilevato alcun nuovo raggio X , fonti ottiche o ultravioletti.[53]

Announcement modifica

 
GW150914 announcement paper —
click to access

The announcement of the detection was made on 11 February 2016[2] at a news conference in Washington, D.C. by David Reitze, the executive director of LIGO,[4] with a panel comprising Gabriela González, Rainer Weiss and Kip Thorne, of LIGO, and France A. Córdova, the director of NSF.[2] Barry Barish delivered the first presentation on this discovery to a scientific audience simultaneously with the public announcement.[54]

The initial announcement paper was published during the news conference in Physical Review Letters,[1] with further papers either published shortly afterwards[12] or immediately available in preprint form.[55]

Implications modifica

The observation was heralded as inaugurating a new era of gravitational-wave astronomy. Prior to this detection, astrophysicists and cosmologists have been able to make observations based upon electromagnetic radiation (including visible light, X-rays, microwave, radio waves, gamma rays), and particle-like entities (cosmic rays, stellar winds, neutrinos, and so on). These have significant limitations - light and other radiation may not be emitted by many kinds of objects, and can also be obscured or hidden behind other objects. Objects such as galaxies and nebulae can also absorb, re-emit, or modify light generated within or behind them, and compact stars or exotic stars may contain material which is dark and radio silent, and as a result there is little evidence of their presence other than through their gravitational interactions.[56][57]

Le aspettative per la scoperta di futuri eventi di fusione di stelle binarie modifica

Con Il LIGO (osservatorio interferometro laser delle onde gravitazionali) si presume di poter rilevare altre cinque fusioni di buchi neri come GW150914 nella sua prossima campagna di osservazione, e poi 40 fusioni di stelle binarie ogni anno, oltre a un numero imprecisato di sorgenti di onde gravitazionali più diverse, alcune delle quali non possono essere anticipate dalla teoria corrente. [5]

Gli aggiornamenti pianificati dovrebbero raddoppiare il rapporto segnale-rumore, ampliando fino a dieci volte il volume di spazio in cui gli eventi come GW150914 possono essere rilevati. Collegandolo poi con Advanced Virgo, Kagra, e un possibile terzo rivelatore LIGO in India si estenderà la rete e si miglioreranno in modo significativo la ricostruzione della posizione e la stima dei parametri delle sorgenti. [1]

Evolved Laser Interferometer Space Antenna (ELISA) è una proposta di una missione spaziale di osservazione per rilevare le onde gravitazionali. Con la sensibilità proposta per Elisa, la fusione di stelle binarie come GW150914 sarebbe rilevabile circa 1000 anni prima che si fondano, fornendo una classe di sorgenti precedentemente sconosciute per questo osservatorio, se esistono all’incirca entro i 10 megaparsec. [12] LISA Pathfinder, lo sviluppo tecnologico della missione Elisa , è stato lanciato nel dicembre 2015. [41]

Lezioni riguardo evoluzione stellare e astrofisica modifica

Le masse dei due buchi neri prima della fusione forniscono informazioni riguardo l'evoluzione stellare. Entrambi i buchi neri erano più massicci di altri buchi neri di massa stellarebuchi neri di massa stellare precedentemente scoperti, che sono stati trovati tramite osservazioni binarie a raggi X . Ciò implica che i venti stellari provenienti dalle loro stelle progenitrici devono essere stati relativamente deboli, e quindi che la metallicità (frazione di massa di elementi chimici più pesanti dell'idrogeno e dell'elio) deve essere stata inferiore alla metà del valore di quella solare.[12]

Il fatto che i buchi neri prima della fusione erano presenti in un sistema di stelle binarie, così come il fatto che il sistema era abbastanza compatto da mescolarsi entro l’età dell'universo, vincola o l’evoluzione di stelle binarie o scenari di formazione dinamica, a seconda di come il binario del buco nero è stato formato. Un numero significativo di buchi neri deve ricevere bassi calci natali(la velocità che un buco nero assume al momento della sua formazione in un collasso di nuclei con una supernova), altrimenti il ​​buco nero in fase di formazione in un sistema stellare binario sarebbe espulso prima e un evento come quello delle onde gravitazionali (GW) sarebbe evitato.[12] La sopravvivenza di tali binari, durante le fasi di inviluppo comuni di alta rotazione nelle stelle massicce progenitrici, può essere necessario per la loro sopravvivenza. La maggior parte dei più recenti previsioni del modello di buco nero rispettano questi vincoli aggiunti.[senza fonte]

La scoperta dell’evento di fusione delle onde gravitazionali aumenta il limite inferiore del tasso di tali eventi, ed esclude alcuni modelli teorici che prevedevano tassi molto bassi (di meno di un evento per GPS3 (gigaparsec cubi) all'anno). [1] [12] Le analisi hanno provocato l'abbassamento del limite superiore del tasso precedente eventi come GW150914 da ~ 140 GPC cubi all’anno a 17+39
−13 GPC cubi all’anno [58].

Impact on future cosmological observation modifica

Measurement of the waveform and amplitude of the gravitational waves from a black hole merger event makes possible accurate determination of its distance. The accumulation of black hole merger data from cosmologically distant events may help to create more precise models of the history of the expansion of the universe and the nature of the dark energy that influences it.[59][60]

The earliest universe is opaque since the cosmos was so energetic then that most matter was ionized and photons were scattered by free electrons.[61] However, this opacity would not affect gravitational waves from that time (if they are capable of being detected), allowing a window to observe the cosmos prior to the earliest time that we can presently view. Gravitational-wave astronomy therefore may some day allow direct observation of the earliest history of the universe before observation based upon light, radio and other electromagnetic waves became possible.[1][11][12][13][14]

Tests of general relativity modifica

  Lo stesso argomento in dettaglio: Tests of general relativity.

Le dedotte proprietà fondamentali, di massa e di rotazione, del buco nero post-fusione erano coerenti con quelli dei due buchi neri pre-fusione, seguendo le previsioni della relatività generale. Questo è il primo test della relatività generale in pieno regime di campo forte(strong-field regime).[1][11] Nessuna prova potrebbe contraddire queste previsioni..[11]

In questo segnale, l'occasione per indagare sulle più complesse interazioni della relatività generale , come code prodotte dalle interazioni tra l'onda gravitazionale e il curvo sfondo spazio-tempo, era limitata. Nonostante fosse moderatamente forte, era comunque molto più piccolo di quello prodotto da sistemi binari pulsar. In futuro segnali più intensi, in combinazione con rivelatori più sensibili, potrebbe essere utilizzati per esplorare le complesse interazioni di onde gravitazionali nonché per migliorare i vincoli sulle deviazioni dalla relatività generale.[11]

Speed of gravitational waves and limit on possible mass of graviton modifica

The speed of gravitational waves (vg) is predicted by general relativity to be the speed of light (c). The extent of any deviation from this relationship can be parameterized in terms of the mass of the hypothetical graviton. The graviton is an elementary particle that plays the role of force carrier in speculative quantum theories about gravity. It is expected to be massless if, as it appears, gravitation has an infinite range. (This is because the more massive a gauge boson is, the shorter is the range of the associated force; as with the infinite range of electromagnetism, which is due to the massless photon, the infinite range of gravity implies that any associated force-carrying particle would also be massless.) If the graviton were not massless, gravitational waves would propagate below lightspeed, with lower frequencies (ƒ) being slower than higher frequencies, leading to dispersion of the waves from the merger event.[11] No such dispersion was observed.[11][20] The observations of the inspiral slightly improve (lower) the upper limit on the mass of the graviton from Solar System observations to 2,1×10−58 kg, corresponding to 1,2×10−22 eV/c2 or a Compton wavelength (λg) of greater than Template:10^ km, roughly 1 light-year.[1][11] Using the lowest observed frequency of 35 Hz, this translates to a lower limit on vg such that the upper limit on 1-vg /c is ~ 4×10−19.Template:Refn

See also modifica

Notes modifica

  1. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r Errore nelle note: Errore nell'uso del marcatore <ref>: non è stato indicato alcun testo per il marcatore PRL-20160211
  2. ^ a b c d e f g h i j k l Errore nelle note: Errore nell'uso del marcatore <ref>: non è stato indicato alcun testo per il marcatore Nature_11Feb16
  3. ^ The Editorial Board, The Chirp Heard Across the Universe, in New York Times, 16 February 2016. URL consultato il 16 February 2016.
  4. ^ a b Errore nelle note: Errore nell'uso del marcatore <ref>: non è stato indicato alcun testo per il marcatore BBC_11Feb16
  5. ^ a b c d Robert Naeye, Gravitational Wave Detection Heralds New Era of Science, in Sky and Telescope, 11 February 2016. URL consultato l'11 February 2016.
  6. ^ Abraham Pais, Subtle is the Lord: The science and the life of Albert Einstein, Oxford University Press, 1982, pp. 278–281.
  7. ^ a b The long road towards evidence, in Max Planck Society, 12 February 2016. URL consultato il 15 February 2016.
  8. ^ Errore nelle note: Errore nell'uso del marcatore <ref>: non è stato indicato alcun testo per il marcatore Guardian_11Feb16
  9. ^ a b W. Harwood, Einstein was right: Scientists detect gravitational waves in breakthrough, in CBS News, 11 February 2016. URL consultato il 12 February 2016.
  10. ^ a b Nadia Drake, Found! Gravitational Waves, or a Wrinkle in Spacetime, in National Geographic News, 11 February 2016. URL consultato il 12 February 2016.
  11. ^ a b c d e f g h Tests of general relativity with GW150914, su dcc.ligo.org, LIGO, 11 February 2016.
  12. ^ a b c d e f Astrophysical implications of the binary black-hole merger GW150914, in The Astrophysical Journal, vol. 818, n. 2, 20 February 2016, pp. L22, DOI:10.3847/2041-8205/818/2/L22. URL consultato l'11 February 2016.
  13. ^ a b CNN quoting Prof. Martin Hendry (University of Glasgow, LIGO)) - "Detecting gravitational waves will help us to probe the most extreme corners of the cosmos -- the event horizon of a black hole, the innermost heart of a supernova, the internal structure of a neutron star: regions that are completely inaccessible to electromagnetic telescopes."
  14. ^ a b Pallab Ghosh, Einstein's gravitational waves 'seen' from black holes, in BBC News, 11 February 2016. URL consultato il 19 February 2016.
  15. ^ a b GW150914: LIGO Detects Gravitational Waves, su black-holes.org. URL consultato il 16 February 2016.
  16. ^ Einstein, A, Näherungsweise Integration der Feldgleichungen der Gravitation, in Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften Berlin, part 1, June 1916, pp. 688–696.
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