Astronomie

Qu'est-ce qui produit des ondes gravitationnelles avec des « périodes comprises entre environ 100 et 8000 secondes » ?

Qu'est-ce qui produit des ondes gravitationnelles avec des « périodes comprises entre environ 100 et 8000 secondes » ?

La mission Ulysse a une histoire fascinante. Il a été envoyé à Jupiter pour effectuer une assistance gravitationnelle le tirant hors du plan de l'écliptique afin de survoler les pôles nord et sud du Soleil pour effectuer des "scans rapides de latitude". En raison de sa conception, il a été utilisé pour plusieurs lignes d'études scientifiques importantes.

Ulysse contenait une paire de transpondeurs cohérents qui recevaient des signaux de la Terre, les décalaient en fréquence de manière cohérente à l'aide de boucles à verrouillage de phase et les renvoyaient immédiatement vers la Terre à deux fréquences différentes.

D'après l'article de l'ESA sur l'expérience sur les ondes gravitationnelles d'Ulysse :

Dans la méthode de suivi Doppler du vaisseau spatial, la Terre et le vaisseau spatial constituent les deux objets dont la séparation variant dans le temps est surveillée pour détecter une onde gravitationnelle qui passe. La surveillance est réalisée avec un suivi Doppler de haute précision dans lequel un signal radio micro-ondes à fréquence constante (bande S) est transmis de la Terre à l'engin spatial (liaison montante); le signal est transpondé (reçu et amplifié de manière cohérente) au niveau de l'engin spatial ; puis retransmis vers la Terre (liaison descendante) dans les deux signaux en bande S et en bande X. Cette liaison descendante bifréquence est nécessaire afin de calibrer le média interplanétaire qui affecte différemment les deux bandes de fréquences. Le signal descendant est enregistré à la Terre et sa fréquence est comparée à la fréquence montante constante f0 pour extraire le signal Doppler, δf/f0.

L'article poursuit en disant :

Étant donné que la taille optimale d'un détecteur d'ondes gravitationnelles est la longueur d'onde, des dimensions interplanétaires sont nécessaires pour détecter les ondes gravitationnelles dans la gamme mHz. Le suivi Doppler d'Ulysse permet des détections sensibles des ondes gravitationnelles dans cette bande de basse fréquence. La source du bruit moteur est constituée par les fluctuations de l'indice de réfraction du plasma interplanétaire. Cela dicte le moment de l'expérience pour être proche de l'opposition solaire et définit la précision cible pour le changement de fréquence fractionnaire à 3,0 × 10-14 pour des temps d'intégration de l'ordre de 1000 secondes.

RÉSUMÉ DES OBJECTIFS

L'objectif de l'étude des ondes gravitationnelles sur Ulysse est de rechercher des ondes gravitationnelles à basse fréquence traversant le système solaire. En raison de la grande distance à l'engin spatial, cette méthode est la plus sensible aux périodes d'onde comprises entre environ 100 et 8000 secondes, une bande qui n'est pas accessible aux expériences au sol qui sont supérieures pour des périodes inférieures à 1 seconde.

Vous pouvez en savoir plus sur Ulysse dans Ulysse d'eoPortal où j'ai trouvé à la fois le lien ci-dessus et le suivant :

B. Bertotti, R. Ambrosini, SW Asmar, JP Brenkle, G. Comoretto, G. Giampieri, L. Iess, A. Messeri, HD Wahlquist, « L'expérience des ondes gravitationnelles », Série de suppléments sur l'astronomie et l'astrophysique, numéro spécial d'Ulysses Instruments , Vol. 92, n° 2, pp. 431-440, janvier 1992


Question: Qu'est-ce qui produit des ondes gravitationnelles avec des « périodes comprises entre environ 100 et 8000 secondes » ?


Tout système binaire produit des ondes gravitationnelles à deux fois sa fréquence orbitale, c'est-à-dire avec des périodes de la moitié de sa période orbitale. Ainsi, les systèmes binaires avec des périodes comprises entre 200s et 16000s produiront de telles ondes.

Nous pouvons utiliser la troisième loi de Kepler pour dire quelque chose à ce sujet : $$ a = gauche(frac{GM}{4pi}droit)^{1/3} P^{2/3},$$$P$ est la période orbitale, $M$ est la masse totale du système binaire et $a$ est la séparation orbitale.

Pour un binaire avec $Msim 1M_{odot}$ et $200<>s, alors 0,11 $ < a < 2,00 R_{odot}$. Puisque les étoiles normales de masse $sim 0.5M_{odot}$ ont des rayons similaires à celui-ci, alors les étoiles devraient probablement être des restes stellaires (naines blanches, étoiles à neutrons ou trous noirs) sauf à la fin de la période la plus longue, où il pourrait être possible d'observer les binaires W Uma. Les binaires plus massifs ont des séparations qui augmentent à mesure que $M^{1/3}$, mais le rayon des étoiles normales augmente plus comme $M$, donc cette conclusion est encore plus ferme avec des masses plus importantes.

Il pourrait être possible d'avoir un binaire compact impliquant une étoile de faible masse plus un objet compact - peut-être un lobe de Roche remplissant un, ainsi que des "dégénérés doubles", la fin de longue période de cette plage inclurait les variables cataclysmiques et le X de faible masse. homologues binaires -ray, avec des périodes orbitales de quelques heures. Voici un excellent exemple Astronomie dans le domaine temporel et binaire à éclipse la plus rapide ZTF J1539+5027 (+20 mag, 6,91 minutes) : Comment mesurer sa luminosité minimale ?

Bien sûr, la contrainte des ondes gravitationnelles ressemble à quelque chose comme $M P^{-4/3} d^{-1}$, où $d$ est la distance. Ces binaires ont une période beaucoup plus longue que les trous noirs (vraisemblablement rares) massifs et fusionnants observés jusqu'à présent et doivent donc probablement être proches, dans notre propre galaxie, pour être détectés.

par exemple. LIGO était capable de détecter $M sim 30 M_{odot}$ fusion des trous noirs, avec $P sim 0.02$ s à des distances d'un milliard d'années-lumière. Une amplitude de déformation similaire serait produite par un $Msim 2M_{odot}$ binaire avec $P= 200$ s à une distance de 300 années-lumière.


Ondes gravitationnelles des supernovae à effondrement du cœur

Nous résumons notre compréhension actuelle de l'émission d'ondes gravitationnelles des supernovae à effondrement du cœur. Nous examinons les résultats établis à partir de simulations multidimensionnelles et, dans la mesure du possible, fournissons des calculs de fond pour mettre en évidence les principes physiques sous-jacents. Les ondes gravitationnelles sont principalement émises par les oscillations des étoiles à protoneutrons. Dans les cas à rotation lente, qui représentent le type le plus courant de supernovae, les oscillations sont excitées par des instabilités hydrodynamiques multidimensionnelles, tandis que dans de rares cas à rotation rapide, l'étoile à protoneutron naît avec une déformation aplatie due à la force centrifuge. Le signal des ondes gravitationnelles peut être marginalement visible avec les détecteurs actuels pour une source dans notre galaxie, tandis que les futurs instruments de troisième génération permettront des observations plus robustes et détaillées. Les modèles à rotation rapide qui développent des instabilités non-axisymétriques peuvent être visibles jusqu'à une distance mégaparsec avec les détecteurs de troisième génération. Enfin, nous discutons des stratégies pour les observations multi-messagers de supernovae.


Voir la vidéo: Studying Architecture (Juillet 2021).