Czuły zwiadowca

Detekcja i analiza fal grawitacyjnych jest stosunkowo nowym sposobem obserwacji Wszechświata. Dotychczasowe fale, wykrywane już praktycznie regularnie przez interferometry LIGO (znajdujące się w Hanford w stanie Waszyngton oraz Livingston w stanie Luizjana) oraz Virgo (Cascina obok Pizy we Włoszech) powstały w ostatnich chwilach życia układów podwójnych czarnych dziur o masie gwiazdowej (masy rzędu $10M$ ), lub gwiazd neutronowych (masy około $1;5M$ )...

Rozmiar detektorów LIGO i Virgo (ramiona długości kilku kilometrów), a przede wszystkim ich lokalizacja - na powierzchni Ziemi - ogranicza czułość do przedziału częstotliwości od około $10 Hz$ do $|8 kHz$ , a co za tym idzie, ogranicza typy astrofizycznych źródeł sygnału. Wszechświat w przedziale niższych częstotliwości jest równie fascynujący: zawiera, jak przewidujemy, układy podwójne supermasywnych czarnych dziur (podobnych do tej, która znajduje się w centrum naszej Galaktyki), a także mnóstwo układów podwójnych zwykłych gwiazd, np. białych karłów. Niewykluczone są też egzotyczne źródła fal, takie jak struny kosmiczne, czyli hipotetyczne jednowymiarowe defekty topologiczne, które mogły powstać w bardzo wczesnym Wszechświecie.

Najlepszym rozwiązaniem jest przeniesienie detektora w przestrzeń kosmiczną. W stanie nieważkości masy testowe spadają swobodnie (poruszają się po geodezyjnych), więc ich względna odległość jest zaburzana jedynie przez przechodzące fale grawitacyjne, a nie skomplikowany wpływ środowiska, jak w przypadku luster interferometrów LIGO i Virgo. Marzeniem i wyzwaniem dla pokoleń astrofizyków jest zbudowanie takiego interferometru. Aktualnie realizowanym projektem jest Laser Interferometer Space Antenna (LISA), który będzie składać się z formacji trzech satelitów, tworzących trójkątny interferometr o boku 2,5 mln km. LISA zostanie umieszczona na ziemskiej orbicie wokół Słońca, w odległości kątowej około $20 ○$ za Ziemią. Wnętrze każdego ze statków kosmicznych będzie zajmować system laserowy, służący do przechwytywania i emisji - w odpowiedniej fazie - sygnału z dwu innych statków, a przede wszystkim dwie masy testowe w idealnym stanie nieważkości.

Decyzja o finansowaniu LISA nie zostałaby zapewne podjęta, gdyby nie rozpoznawcza, "zwiadowcza" misja LISA Pathfinder, będąca testem kluczowych technologii niezbędnych do realizacji głównego projektu. LISA Pathfinder to miniaturowy interferometr (a w zasadzie jedno ramię o boku długości jedynie 40 cm), mierzący odległość pomiędzy dwoma testowymi złoto-platynowymi sześcianami z dokładnością do 0,01 nm. Sonda została umieszczona w punkcie Lagrange'a L1 układu Ziemia-Słońce i przebywała w tym miejscu przez prawie 16 miesięcy. W tym czasie przeprowadzono wiele testów: bezpieczne uwalnianie mas testowych w warunkach nieważkości, manewrowanie sondą w taki sposób, by zapewnić swobodny spadek mas (system sterujący, zwany "elektrosprejem" wykorzystuje odrzut rozpędzanych w polu elektrycznym cząstek koloidu), zdolność wykonywania interferometrii laserowej w zadanym przedziale częstotliwości (co do tej pory nie było przetestowane na Ziemi), a także trwałość różnych podsystemów sondy: czujników, laserów, optyki i elektroniki.

Końcowe wyniki LISA Pathfinder są bardzo optymistyczne: osiągnięta czułość LISA w przedziale fal o okresach oscylacji od około 10 s do nieco ponad pół dnia, jest o ponad 2 razy lepsza, niż początkowo planowano. LISA została niedawno zaakceptowana jako kolejna, po rentgenowskim satelicie Athena, "duża" misja Europejskiej Agencji Kosmicznej. Dzięki bardzo dobrym wynikom LISA Pathfinder początek misji LISA nastąpi najprawdopodobniej zgodnie z planem, to znaczy w 2034 roku.