Zwaartekrachtgolven

Einsteins algemene relativiteitstheorie

De zwaartekracht beschrijft een heel spectrum aan fenomenen, van een appel die op de grond valt tot de beweging van hemellichamen zoals die van de Maan rond de Aarde. Deze theorie wordt meestal beschreven op basis van de wet van Newton, die zegt dat de zwaartekracht evenredig is met de massa van de objecten, en omgekeerd evenredig met het kwadraat van de afstand tussen deze objecten. Wiskundig vertaalt dit zich in de uitdrukking voor de zwaartekracht, F=Gm1m2r2 die je misschien al wel gezien hebt in de lessen natuurkunde. Uit deze theorie ontstonden later ook de Wetten van Kepler, die beschrijven hoe planeten zich op ellipsbanen rond de Zon bewegen.

Maar hoewel de theorie van Newton bijna het volledige universum succesvol kan beschrijven, heeft hij ook problemen. Een van deze problemen verwarde zelfs Newton: hoe weet de Aarde dat de Zon bestaat? En wat als iemand de Zon zou wegnemen, zou de Aarde dit onmiddellijk weten of zou dit een tijdje duren?

Newtons theorie is gebaseerd op actie vanop een zekere afstand, waar een gebeurtenis in een bepaald punt een ander punt onmiddellijk beïnvloedt. We weten tegenwoordig dat dat onmogelijk zo kan zijn aangezien niets sneller dan het licht kan reizen, dus ook informatie niet. Als je de Zon zou weghalen, dan kan de Aarde dit pas na acht minuten te weten komen. De theorie van Newton moet dus vervangen worden door een theorie waarbij iets de informatie voortbrengt door de ruimte, om zo het probleem van de actie op een afstand op te lossen.

Meer nog, de theorie van Newton was helemaal niet in staat om ons eigen zonnestelsel te verklaren! Mercurius beweegt niet op een ellipsbaan, maar op een zogenaamd rozet, waarbij de lange as van de ellips over de jaren heen van richting verandert. Dit fenomeen noemt men ook wel "periheliumprecessie" wordt niet volledig verklaard door de wetten van Kepler.

Een theorie vinden die de juiste eigenschappen heeft bleek niet zo gemakkelijk. Einstein gebruikte het feit dat de baan van een deeltje dat vrij valt niet afhankelijk is van de massa om zijn nieuwe theorie te ontwikkelen. Als je twee identieke ballen met een verschillend gewicht zou laten vallen, dan komen ze exact tegelijk aan op de grond. De enige reden dat een veer trager valt dan een hamer is omdat de luchtweerstand de veer tegenhoudt. Er bestaat een bekende video waarin astronaut David Scott beide objecten laat vallen op de Maan, waar geen atmosfeer is. Hier vallen een veer en een hamer wel even snel!

Deze observatie deed Einstein geloven dat de zwaartekracht dus geen kracht is, maar eerder een eigenschap van de ruimte, zodat de baan van een deeltje niet meer van de massa kan afhangen.

Volgens Einsteins algemene relativiteitstheorie wordt de vorm van de ruimtetijd beïnvloed door zware objecten, zoals een zwart gat of een neutronenster. Je kan je dit voorstellen als wanneer je een deken aan de vier hoeken opspant en er vervolgens een grote zware knikker op legt: de knikker vervormt het vlak van het deken.

Stel je nu voor dat je een tweede, veel kleiner en lichter object hebt, zoals een parel. Deze parel zal het deken bijna niet vervormen. Wanneer je de parel over het deken laat rollen zal de beweging van de parel volledig bepaald worden door de vorm van het deken die veroorzaakt werd door de knikker. Waar het deken gewoon vlak is zal de parel rechtdoor bewegen, maar rondom de knikker zal de parel van zijn rechte lijn afwijken.

Hoewel deze analogie niet helemaal waterdicht is, helpt ze wel om te begrijpen hoe de ruimtetijd zich gedraagt. Op een gelijkaardige manier zal een massief object onze driedimensionale ruimte en de tijd, samen ook wel de ruimtetijd genoemd, vervormen; en zo de baan van de lichtere objecten (en zelfs van het licht!) bepalen.

Ontstaan van zwaartekrachtgolven

Door de ontwikkeling van Einsteins algemene relativiteitstheorie, met zwaartekracht als kromming van de ruimtetijd, krijg je ook nieuwe fenomenen. Een zo'n fenomeen is dat er golven of rimpelingen kunnen zijn in de kromming van ruimtetijd, die energie of informatie kunnen meenemen.

De bron van zwaartekrachtgolven zijn zeer massieve objecten, zoals neutronensterren of zwarte gaten. Deze objecten vervormen de ruimtetijd, en wanneer ze versneld worden, produceren ze zwaartekrachtgolven. Meestal gaat het over twee massieve objecten die op een korte afstand om elkaar heen draaien. Terwijl ze om elkaar heen draaien ondervinden ze een versnelling, waardoor ze zwaartekrachtgolven uitzenden en energie verliezen. Hoe sneller ze om elkaar heen draaien, hoe sterker de zwaartekrachtgolven. Dit zorgt ervoor dat ze steeds meer energie verliezen, en dus dichter bij elkaar gaan draaien tot ze uiteindelijk samensmelten.

Detectie van zwaartekrachtgolven

Zwaartekrachtgolven zijn zeer zwak, en de directe detectie van deze golven was lange tijd niet mogelijk. Indirect had men al in de jaren 70 aanwijzingen voor zwaartekrachtgolven, waar men zag dat dubbelsterren energie verloren en steeds dichter bij elkaar draaiden. Deze energie werd waarschijnlijk uitgestuurd als zwaartekrachtgolven!

Pas in 2015 werd het mogelijk om deze zwaartekrachtsgolven ook effectief waar te nemen, door het uitrekken en inkrimpen van de ruimtetijd te meten. Dat uitrekken en inkrimpen van de ruimtetijd is extreem klein, en dus zijn er enorme detectoren nodig, drie tot vier kilometer. We hebben momenteel drie detectoren, twee in de Verenigde Staten (LIGO) en een in Italië (Virgo), en we zullen binnenkort ook volledig functionerende detectoren hebben in India en Japan en India.

De detectoren maken gebruik van een laser. De lichtstraal van deze laser wordt in twee gesplitst, en de twee delen worden in twee even lange, loodrecht op elkaar staande armen gestuurd. Aan het einde van deze armen worden de laserstralen gereflecteerd met behulp van spiegels, waarna ze terug samengebracht worden.

Wanneer een zwaartekrachtgolf door de detector beweegt, verandert een van de armen tijdelijk van lengte. Hierdoor zijn beide armen niet meer exact even lang, wat resulteert in een interferentiepatroon tussen de twee lichtstralen. Op basis van dit interferentiepatroon kan men zwaartekrachtgolven detecteren.

Aan de hand van deze metingen proberen wetenschappers de eigenschappen van de zwaartekrachtgolven en hun bron te achterhalen.

Was de bron zwaar? Hadden de componenten dezelfde massa? Waar bevindt de bron zich? Zijn de metingen consistent met de algemene relativiteitstheorie? Welke soort zwarte gaten zien we? Deze metingen kunnen ons enorm veel informatie geven over het universum, kosmologie en astrofysica.

Toekomstige detectoren

Laat me nog eens benadrukken hoe zwak de zwaartekrachtgolven zijn. Laat ons aannemen dat we een detector hebben die een kilometer lang is. De lengte van de armen van de detectoren zou dan 10-18m korter worden, wat zo'n duizend keer kleiner is dan een atoomkern! Ik moet je dus niet vertellen dat de minste invloed van de omgeving de meting volledig kan verstoren. De huidige detectors zijn gevoelig voor golflengten tussen 20 Hz en 1000 Hz, met de beste gevoeligheid rond 100 Hz. Onder 20 Hz is er te veel storing afkomstig van trillingen van de Aarde, en bij de hogere frequenties verstoort de laser in de detector zelf de metingen.

Een van de toekomstige detectoren die op dit moment onderzocht wordt, is de Einsteintelescoop die in Europa gebouwd zou worden. De locatie ligt nog niet vast, maar een van de mogelijkheden is dat de telescoop op de grens tussen België, Nederland en Duitsland gebouwd zou worden. Met de Einsteintelescoop wil men deze storing op alle frequenties verminderen, en de nauwkeurigheid met een factor tien verbeteren, door bijvoorbeeld de detector enkele honderden meters onder de grond te installeren. Op die manier zou men zwakkere signalen kunnen detecteren, en zo zwarte gaten die zich zo’n tien keer verder bevinden kunnen waarnemen. En misschien nog belangrijker, we zouden toegang krijgen tot nieuwe frequenties, frequenties die we tot nu toe nog helemaal niet konden waarnemen. Dit laat ons toe om veel zwaardere zwarte gaten waar te nemen.

Waarom is dat dan belangrijk? Wanneer we verder in ons universum kijken, dan kijken we eigenlijk terug in de tijd, aangezien het licht een lange tijd nodig had om ons te bereiken. Als we nu tien keer verder kunnen kijken, dan kijken we terug naar een periode kort na het ontstaan van het universum. Na het ontstaan van het universum vormden zich clusters van materie, en die evolueerden uiteindelijk tot sterrenstelsels en clusters. Dat betekent ook dat er een periode was voordat er zich sterren vormden. Geen sterren, dat betekent ook geen elektromagnetische straling. Er bestaat momenteel dus geen enkele andere manier om deze periode waar te nemen! Meer nog, als we de samensmelting van zwarte gaten uit die periode zouden waarnemen, dan weten we dus ook dat dit geen stellaire zwarte gaten zijn, aangezien ze bestonden nog voor er sterren gevormd werden. Het zou dan gaan over zogenaamde primordiale zwarte gaten of oerzwarte gaten, en die kunnen ons veel leren over de evolutie van materie in ons universum.

Silke Van der Schueren

Lid JVS Gentster - UGent Volkssterrenwacht Armand Pien

Dit artikel verscheen ook in Astra (april 2024)