Amigas, Amigos, el quelonio volador migró de plataforma, ya que en blogger no se puede arregla. www.elqueloniovolador.science los llevará a la nueva plataforma Todos los días repetiré hasta terminar las 9.400 entradas de esta mas lo nuevo. Espero les guste la nueva plantilla. La diferencia es el punto después de las www Rogelio Julio Dillon El Quelonio Volador
Testeando a Einstein
The Binary Pulsar:
Los púlsares giran rápidamente, las estrellas de neutrones que emiten pulsos de radio regular cuando giran. Como tal, actúan como relojes que permite controlar sus movimientos orbitales con mucha precisión. Pruebas basadas en estos objetos son particularmente valiosas porque permiten campos gravitacionales más fuertes que los de nuestro propio sistema solar. Las sondas: no tienen fuertes campo por cualquier medio, pero podría decirse que tiene un "moderado-campo" para pruebas. (Vease ESPACIO-tiempo: desde los Griegos a Gravity Probe B - 7)
El primer púlsar binario (un púlsar y otro objeto en órbita alrededor de otro) fue descubierto en 1974 por Joseph Taylor y Russell Hulse durante una búsqueda sistemática de nuevos púlsares; pasa por el nombre prosaico B1913 + 16. El compañero también es un objeto compacto, es probable que una estrella de neutrones. Como que órbita alrededor de otra, ambas estrellas continuamente están acelerando, lo que provoca que emiten radiación gravitacional de la misma manera que una carga eléctrica acelerada emite radiación electromagnética. La emisión de radiación conduce a una pérdida de energía del sistema, causando que los dos cuerpos vayan en espiral hacia el otro y dando como resultado una gradual aceleración de los pulsos de pulsar. Mediciones de temporización precisas permiten reconstruir tres efectos relativistas: la tasa promedio de cambio periastro, una combinación de desplazamiento gravitatorio y dilatación del tiempo (especial relativista) y la tasa de cambio de periodo orbital. Juntos estos tres pedazos de información imponen tres restricciones a las dos masas desconocidas; la restricción adicional, a continuación, puede utilizarse para probar la predicción teórica de pérdida de energía. Si la relatividad general se asume que es válida, todas las tres limitaciones son satisfechas simultáneamente con una precisión de 0,2% o mejor. Por este trabajo Hulse y Taylor ganaron el Premio Nobel en 1993.
The Binary Pulsar:
Los púlsares giran rápidamente, las estrellas de neutrones que emiten pulsos de radio regular cuando giran. Como tal, actúan como relojes que permite controlar sus movimientos orbitales con mucha precisión. Pruebas basadas en estos objetos son particularmente valiosas porque permiten campos gravitacionales más fuertes que los de nuestro propio sistema solar. Las sondas: no tienen fuertes campo por cualquier medio, pero podría decirse que tiene un "moderado-campo" para pruebas. (Vease ESPACIO-tiempo: desde los Griegos a Gravity Probe B - 7)
El primer púlsar binario (un púlsar y otro objeto en órbita alrededor de otro) fue descubierto en 1974 por Joseph Taylor y Russell Hulse durante una búsqueda sistemática de nuevos púlsares; pasa por el nombre prosaico B1913 + 16. El compañero también es un objeto compacto, es probable que una estrella de neutrones. Como que órbita alrededor de otra, ambas estrellas continuamente están acelerando, lo que provoca que emiten radiación gravitacional de la misma manera que una carga eléctrica acelerada emite radiación electromagnética. La emisión de radiación conduce a una pérdida de energía del sistema, causando que los dos cuerpos vayan en espiral hacia el otro y dando como resultado una gradual aceleración de los pulsos de pulsar. Mediciones de temporización precisas permiten reconstruir tres efectos relativistas: la tasa promedio de cambio periastro, una combinación de desplazamiento gravitatorio y dilatación del tiempo (especial relativista) y la tasa de cambio de periodo orbital. Juntos estos tres pedazos de información imponen tres restricciones a las dos masas desconocidas; la restricción adicional, a continuación, puede utilizarse para probar la predicción teórica de pérdida de energía. Si la relatividad general se asume que es válida, todas las tres limitaciones son satisfechas simultáneamente con una precisión de 0,2% o mejor. Por este trabajo Hulse y Taylor ganaron el Premio Nobel en 1993.
Animación mostrando la gravitacional
radiación de un púlsar binario.
Por este trabajo Hulse y Taylor ganaron el Premio Nobel en 1993.
Hulse Taylor
Observaciones de la prueba de púlsar binario no constituyen una detección directa de ondas gravitacionales; vemos sólo una pérdida de energía que es consistente con la emisión de radiación gravitacional precisa de acuerdo con la fórmula de cuadrupolo de Einstein (que, por cierto, la obtuvo mientras postrado con úlceras estomacales en 1917). Sin embargo, se cree ampliamente que existen las ondas gravitacionales y se espera que ellas directamente se detectarán eventualmente (ver abajo). A partir de 2006, se han descubierto nueve sistemas binarios relativistas con periodos orbitales de menos de un día. Algunos, como B2127 + 11 C, son clones virtuales B1913 + 16, mientras que otros muestran potenciales y prometen nuevas pruebas de la teoría de Einstein, como B1534 + 12 (cuyo plano orbital es visto casi borde-on) y J1141-6545 (en el que la estrella compañera es probablemente una enana blanca en lugar de una estrella de neutrones). Más fascinante es el sistema de pulsar doble recientemente descubierta J0737-3039, dándonos tanta información que las dos masas están limitadas por restricciones de seis en lugar de tres, permitiendo cuatro pruebas independientes de la relatividad general en qué se detectan pulsos de radio en ambas estrellas, Que las cuatro de estas pruebas son consistentes entre sí es impresionante la confirmación de la teoría. Después de dos años de observación, la más precisa de ellos (el retraso de Shapiro) verifica la teoría de Einstein a 0.05%.
Ondas gravitacionales:
La detección directa de ondas gravitacionales sería verificar una de las predicciones más llamativas de la relatividad general y abrir una nueva ventana astronómica en el cosmos. Hay buenas y malas noticias acerca de estas ondas. La buena noticia es que interactúan tan débilmente con la materia que pueden viajar grandes distancias sin ser esparcidas, potencialmente las coloca en traernos información desde lo más lejano y más violentos del universo. La mala noticia es que es extremadamente difícil conseguir que interactúan con un detector. Como las ondas electromagnéticas (luz), las ondas gravitacionales se mueven a la velocidad de la luz y son "transversales": hay que hacer prueba de masas aceleradas perpendicularmente a la dirección de propagación de la onda, igual que una onda electromagnética para probar las cargas. Una onda gravitacional, pasando por la pantalla del ordenador actúa sobre un anillo de partículas libres como se muestra en el diagrama a la izquierda. En principio esto es fácil de detectar; las partículas se comportan como si estarían siendo sometidas a una cepa exactamente como una fuerza de marea newtoniana. Sin embargo, los movimientos involucrados son tan pequeños (el anillo es "comprimido" por un máximo de 10-20) que detectarlos es un inmenso desafío. Los detectores en principio fueron grandes cilindros de metales diseñadas para responder a esa fuerza de resonacia, como una campana. Un detector, un cilindro de aluminio de 3100-libra construido por Joseph Weber en 1963, condujo a una alegada detección de ondas gravitacionales en 1969, pero nunca se han podido duplicar y es generalmente aceptado que han sido falsas. Cuatro versiones modernas de la resonancia o "Detector de Weber" está en funcionamiento en 2006 (ALLEGRO en U.S.A., AURIGA y NAUTILUS en Italia y EXPLORER en el CERN).( Arriba, izquierda: Detector resonante de Weber (~ 1965))
Ondas gravitacionales:
La detección directa de ondas gravitacionales sería verificar una de las predicciones más llamativas de la relatividad general y abrir una nueva ventana astronómica en el cosmos. Hay buenas y malas noticias acerca de estas ondas. La buena noticia es que interactúan tan débilmente con la materia que pueden viajar grandes distancias sin ser esparcidas, potencialmente las coloca en traernos información desde lo más lejano y más violentos del universo. La mala noticia es que es extremadamente difícil conseguir que interactúan con un detector. Como las ondas electromagnéticas (luz), las ondas gravitacionales se mueven a la velocidad de la luz y son "transversales": hay que hacer prueba de masas aceleradas perpendicularmente a la dirección de propagación de la onda, igual que una onda electromagnética para probar las cargas. Una onda gravitacional, pasando por la pantalla del ordenador actúa sobre un anillo de partículas libres como se muestra en el diagrama a la izquierda. En principio esto es fácil de detectar; las partículas se comportan como si estarían siendo sometidas a una cepa exactamente como una fuerza de marea newtoniana. Sin embargo, los movimientos involucrados son tan pequeños (el anillo es "comprimido" por un máximo de 10-20) que detectarlos es un inmenso desafío. Los detectores en principio fueron grandes cilindros de metales diseñadas para responder a esa fuerza de resonacia, como una campana. Un detector, un cilindro de aluminio de 3100-libra construido por Joseph Weber en 1963, condujo a una alegada detección de ondas gravitacionales en 1969, pero nunca se han podido duplicar y es generalmente aceptado que han sido falsas. Cuatro versiones modernas de la resonancia o "Detector de Weber" está en funcionamiento en 2006 (ALLEGRO en U.S.A., AURIGA y NAUTILUS en Italia y EXPLORER en el CERN).( Arriba, izquierda: Detector resonante de Weber (~ 1965))
El Físico Kip Thorne describe la MisiónLISA
para detectar las ondas gravitacionales(Derecha video)
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Los detectores más sensibles usan interferometría para hacer mediciones precisas de distancia. El Observatorio de ondas de gravedad de interferometría láser (LIGO) consta de dos en forma de l par de interferómetros 4 km de largo, en el que haces de luz láser miden la diferencia entre las longitudes de las dos "patas" inducidas por una onda gravitacional. El espejo espera desplazamientos que son más pequeños que el tamaño de un núcleo atómico y sólo pueden medirse con el cuidado de la supresión de efectos de ruido sísmico, térmica y tiro. LIGO empezó a funcionar en agosto de 2002. No hay ondas gravitacionales que hayan sido detectadas, pero el experimento está poniendo límites superiores útiles sobre la frecuencia de posibles fuentes, como la explosión de las supernovas y colisiones o coalescences de objetos compactos como estrellas de neutrones y agujeros negros. LIGO estuvo acompañado por otro detector interferométrico, GEO 600, en noviembre de 2005 y por un tercero, VIRGO, en mayo de 2007. Otros experimentos están en diversas etapas de construcción en el mundo, incluyendo una versión mejorada del LIGO (Advanced LIGO) con al menos tiene diez veces la sensibilidad inicial. Estos detectores terrestres son sensibles principalmente a las ondas gravitacionales de alta frecuencia producidas por fenómenos transitorios (explosiones, colisiones, inspiraling binarios). Una complementaria antena espacial Laser Interferometer (LISA) está actualmente en las etapas de planificación; Esto busca las ondas de baja frecuencia de fuentes semiperiódicas como binarios de agujeros negros supermasivos en los meses finales de coalescencia y compactas estrellas binarios mucho antes de coalescencia. LISA es un sistema triangular de tres satélites en órbita solar formando un interferómetro con patas de millones de km de largo. Se basará fundamentalmente en algunas de las tecnologías (como control sin arrastrar) que ha sido probada por Gravity Probe B.
James Overduin, December 2007
Traducción: El Quelonio Volador
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