Гравитационная волна

Воспроизвести медиа

Моделирование столкновения двух черных дыр. Помимо формирования глубоких гравитационных ям и слияния в одну большую черную дыру, гравитационные волны будут распространяться наружу, когда черные дыры вращаются мимо друг друга.

Часть цикла статей о
Общая теория относительности
${\displaystyle G_{\mu \nu }+\Lambda g_{\mu \nu }={\frac {8\pi G}{c^{4}}}T_{\mu \nu }}$
Вступление История Математическая формулировка Тесты
Основные концепции Принцип относительности Теория относительности Точка зрения Инерциальная система отсчета Инертная масса Рама отдыха Рамка центра импульса Световой конус Принцип эквивалентности Масса в общей теории относительности Эквивалентность массы и энергии Инвариантная масса Симметрии пространства-времени Специальная теория относительности Двойная специальная теория относительности инвариант де Ситтера специальная теория относительности Масштаб относительности Мировая линия Подходящее время Принцип локальности Риманова геометрия Энергетическое состояние
Явления Гравитоэлектромагнетизм Проблема Кеплера Сила тяжести Гравитационное поле Гравитационный колодец Гравитационное линзирование Гравитационные волны Гравитационное красное смещение Красное смещение Синее смещение Замедление времени Гравитационное замедление времени Задержка Шапиро Гравитационный потенциал Гравитационное сжатие Гравитационный коллапс Перетаскивание кадра Геодезический эффект Видимый горизонт Горизонт событий Гравитационная сингулярность Обнаженная особенность Черная дыра Белая дыра Пространство-время Космос Время Диаграммы пространства-времени Пространство-время Минковского Замкнутая времениподобная кривая (CTC) Червоточина Червоточина Эллиса
Уравнения Формализмы Уравнения Линеаризованная гравитация Уравнения поля Эйнштейна Фридман Геодезические Матиссон – Папапетру – Диксон Гамильтон – Якоби – Эйнштейн Инвариант кривизны (общая теория относительности) Лоренцево многообразие Формализмы ADM БССН Ньюман – Пенроуз Постньютоновский Продвинутая теория Теория Бранса – Дике Гипотеза космической цензуры Теория Калуцы – Клейна Квантовая гравитация Супергравитация
Решения Релятивистский диск Шварцшильд ( интерьер ) Рейсснер-Нордстрём Гёдель Керр Керр – Ньюман Kasner Лемэтр – Толман Тауб-ОРЕХ Milne Робертсон – Уокер pp-волна van Stockum пыль Вейль – Льюис – Папапетру Вакуумный раствор
Теоремы Теорема Биркгофа Теорема Героха о расщеплении Теорема Гольдберга – Сакса. Теорема Лавлока Теорема об отсутствии волос Теоремы Пенроуза – Хокинга об особенностях Теорема положительной энергии
Ученые Эйнштейн Лоренц Гильберта Пуанкаре Шварцшильд де Ситтер Рейсснер Nordström Weyl Эддингтон Фридман Milne Цвикки Лемэтр Гёдель Уиллер Робертсон Бардин Уокер Керр Чандрасекхар Элерс Пенроуз Хокинг Райчаудхури Тейлор Hulse van Stockum Тауб Новичок Яу Торн другие
v т е

Гравитационные волны - это нарушения кривизны пространства-времени , создаваемые ускоренными массами, которые распространяются как волны наружу от своего источника со скоростью света . Они были предложены Анри Пуанкаре в 1905 году ^[1] , а затем предсказана в 1916 ^{[2] [3]} с помощью Альберта Эйнштейна на основе его общей теории относительности . ^{[4] [5]} Гравитационные волны переносят энергию в виде гравитационного излучения , формы лучистой энергии, подобной электромагнитному излучению . ^[6] Закон всемирного тяготения Ньютона , являющийся частью классической механики , не предусматривает их существования, поскольку этот закон основан на предположении, что физические взаимодействия распространяются мгновенно (с бесконечной скоростью), что показывает один из способов, которым методы классической физики не могут объяснять явления, связанные с теорией относительности.

Первое косвенное свидетельство существования гравитационных волн пришло из наблюдаемого орбитального распада двойного пульсара Халса – Тейлора , который совпал с распадом, предсказанным общей теорией относительности, когда энергия теряется из-за гравитационного излучения. В 1993 г. за это открытие Рассел А. Халс и Джозеф Хутон Тейлор-младший получили Нобелевскую премию по физике . Первое непосредственное наблюдение гравитационных волн не было сделано до 2015 года, когда сигнал , генерируемый в результате слияния двух черных дыр был получен LIGO детекторов гравитационных волн в Ливингстоне и в Hanford. Впоследствии Нобелевская премия по физике 2017 г. была присужденаРайнеру Вайссу , Кипу Торну и Барри Бэришу за их роль в прямом обнаружении гравитационных волн.

В гравитационно-волновой астрономии , наблюдение гравитационных волн используются для вывода данных об источниках гравитационных волн. Источники, которые можно изучать таким образом, включают двойные звездные системы, состоящие из белых карликов , нейтронных звезд и черных дыр ; и такие события, как сверхновые , и формирование ранней Вселенной вскоре после Большого взрыва .

Введение [ править ]

В Эйнштейна общей теории относительности , гравитация рассматривается как явление , в результате искривления пространства - времени . Эта кривизна вызвана наличием массы . Как правило, чем больше массы содержится в данном объеме пространства, тем больше кривизна пространства-времени будет на границе его объема. ^[7] По мере того, как объекты с массой перемещаются в пространстве-времени, кривизна изменяется, отражая измененное положение этих объектов. В определенных обстоятельствах ускоряющиеся объекты вызывают изменения этой кривизны, которые распространяются наружу со скоростью света.волнообразно. Эти распространяющиеся явления известны как гравитационные волны.

Когда гравитационная волна проходит через наблюдателя, этот наблюдатель обнаружит, что пространство-время искажено эффектами деформации . Расстояния между объектами ритмично увеличиваются и уменьшаются по мере прохождения волны с частотой, равной частоте волны. Величина этого эффекта уменьшается пропорционально обратному расстоянию от источника. ^{[8] : 227} По прогнозам, восходящие двойные нейтронные звезды станут мощным источником гравитационных волн, поскольку они сливаются, из-за очень большого ускорения их масс при их вращении по орбите.близко друг к другу. Однако из-за астрономических расстояний до этих источников прогнозируется, что эффекты при измерении на Земле будут очень небольшими, с деформациями менее 1 части из 10 ²⁰ . Ученые продемонстрировали существование этих волн с помощью все более чувствительных детекторов. Самый чувствительный детектор справился с задачей, имея измерение чувствительности порядка одной части5 × 10 ²² (по состоянию на 2012 г. ^[update]) предоставлено обсерваториями LIGO и VIRGO . ^[9] Космическая обсерватория, космическая антенна лазерного интерферометра , в настоящее время разрабатывается ЕКА .

Гравитационные волны могут проникать в области пространства, недоступные электромагнитным волнам. Они позволяют наблюдать за слиянием черных дыр и, возможно, других экзотических объектов в далекой Вселенной. Такие системы невозможно наблюдать с помощью более традиционных средств, таких как оптические телескопы или радиотелескопы , и поэтому гравитационно-волновая астрономия дает новое понимание работы Вселенной. В частности, гравитационные волны могут быть интересны космологам, поскольку они предлагают возможный способ наблюдения за очень ранней Вселенной. Это невозможно с помощью традиционной астрономии, поскольку до рекомбинации Вселенная была непрозрачна для электромагнитного излучения. ^[10] Точные измерения гравитационных волн также позволят ученым более тщательно проверить общую теорию относительности.

В принципе, гравитационные волны могут существовать на любой частоте. Однако волны очень низкой частоты было бы невозможно обнаружить, и нет надежного источника обнаруживаемых волн очень высокой частоты. Стивен Хокинг и Вернер Исраэль перечисляют различные диапазоны частот для гравитационных волн, которые могут быть обнаружены, в диапазоне от 10 ^-7 Гц до 10 ¹¹ Гц. ^[11]

История [ править ]

Возможность гравитационных волн обсуждалась в 1893 году Оливером Хевисайдом, используя аналогию между законом обратных квадратов в гравитации и электричестве. ^[15] В 1905 году Анри Пуанкаре предложил гравитационные волны, исходящие от тела и распространяющиеся со скоростью света, как того требуют преобразования Лоренца ^[16], и предположил, что по аналогии с ускоряющимся электрическим зарядом, производящим электромагнитные волны , ускоряющие массы в релятивистской полевой теории гравитации должны производить гравитационные волны. ^{[17] [18]} Когда Эйнштейн опубликовал свою общую теорию относительностив 1915 году он скептически относился к идее Пуанкаре, поскольку теория подразумевала, что «гравитационных диполей» не существует. Тем не менее, он продолжал следовать этой идее и на основе различных приближений пришел к выводу, что на самом деле должно быть три типа гравитационных волн (названные Германом Вейлем продольно-продольными, поперечно-продольными и поперечно-поперечными ). ^[18]

Однако природа приближений Эйнштейна заставила многих (включая самого Эйнштейна) усомниться в результате. В 1922 году Артур Эддингтон показал, что два типа волн Эйнштейна были артефактами системы координат, которую он использовал, и их можно было заставить распространяться с любой скоростью, выбирая подходящие координаты, что привело Эддингтона к шутке, что они «распространяются со скоростью мысли». . ^{[19] : 72} Это также ставит под сомнение физическую природу третьего (поперечно-поперечного) типа, который, как показал Эддингтон, всегда распространяется со скоростью света независимо от системы координат. В 1936 году Эйнштейн и Натан Розен подали статью в Physical Review.в котором они утверждали, что гравитационные волны не могут существовать в полной общей теории относительности, потому что любое такое решение уравнений поля будет иметь сингулярность. Журнал отправил их рукопись на рецензию Ховарду П. Робертсону , который анонимно сообщил, что рассматриваемые сингулярности были просто безобидными координатными сингулярностями используемых цилиндрических координат. Эйнштейн, который не был знаком с концепцией рецензирования, сердито забрал рукопись, чтобы никогда больше не публиковать ее в Physical Review . Тем не менее, его помощник Леопольд Инфельд , который был в контакте с Робертсоном, убедил Эйнштейна в правильности критики, и статья была переписана с противоположным выводом и опубликована в другом месте. ^{[18][19] : 79ff} В 1956 году Феликс Пирани исправил путаницу, вызванную использованием различных систем координат, перефразировав гравитационные волны в терминах явно наблюдаемого тензора кривизны Римана .

В то время работа Пирани в основном игнорировалась, потому что сообщество было сосредоточено на другом вопросе: могут ли гравитационные волны передавать энергию . Этот вопрос был решен с помощью мысленного эксперимента, предложенного Ричардом Фейнманом во время первой конференции «GR» в Чапел-Хилл в 1957 году. Короче говоря, его аргумент, известный как « аргумент липкой бусины », отмечает, что если взять стержень с бусинами, то эффект прохождение гравитационной волны должно было бы перемещать бусинки по стержню; тогда трение будет производить тепло, что означает, что проходящая волна выполнила свою работу . Вскоре после этого Герман Бонди , бывший скептик гравитационных волн, опубликовал подробную версию «аргумента липкой бусинки»..^[18]

После конференции в Чапел-Хилл Джозеф Вебер приступил к проектированию и созданию первых детекторов гравитационных волн, теперь известных как стержни Вебера . В 1969 году Вебер утверждал, что обнаружил первые гравитационные волны, а к 1970 году он регулярно «обнаруживал» сигналы из Галактического центра ; однако частота обнаружения вскоре вызвала сомнения в достоверности его наблюдений как предполагаемой скорости потери энергии в Млечном Пути.истощит нашу галактику энергии в масштабе времени, намного меньшем, чем предполагаемый возраст. Эти сомнения усилились, когда к середине 1970-х повторные эксперименты других групп, строивших свои собственные веб-панели по всему миру, не дали никаких сигналов, и к концу 1970-х годов общее мнение заключалось в том, что результаты Вебера были ложными. ^[18]

В тот же период были обнаружены первые косвенные свидетельства существования гравитационных волн. В 1974 году Рассел Алан Халс и Джозеф Хутон Тейлор-младший открыли первый двойной пульсар , который принес им Нобелевскую премию по физике 1993 года . ^[20] Наблюдения за синхронизацией пульсаров в течение следующего десятилетия показали постепенное уменьшение орбитального периода пульсара Халса-Тейлора, которое соответствовало потерям энергии и углового момента в гравитационном излучении, предсказываемым общей теорией относительности. ^{[21] [22] [18]}

Это косвенное обнаружение гравитационных волн мотивировало дальнейшие поиски, несмотря на дискредитированный результат Вебера. Некоторые группы продолжали улучшать первоначальную концепцию Вебера, в то время как другие преследовали цель обнаружения гравитационных волн с помощью лазерных интерферометров. Идея использования для этого лазерного интерферометра, по-видимому, была независимо выдвинута различными людьми, включая М.Е. Герценштейна и В.И. Пустовойта в 1962 году ^[23] и Владимира Б. Брагинского в 1966 году. Первые прототипы были разработаны в 1970-х годах Робертом Л. Нападающий и Райнер Вайс. ^{[24] [25]} В последующие десятилетия были сконструированы все более чувствительные инструменты, кульминацией которых стало создание GEO600 , LIGO и Virgo .^[18]

После нескольких лет дает результаты нулевые, улучшенные детекторы был введен в эксплуатацию в 2015 году 11 февраля 2016 года, на ЛИГО-Дева сотрудничество объявили о первом наблюдении гравитационных волн , ^{[26] [27] [28] [29]} из сигнала (дублированный GW150914 ) обнаружены в 09:50:45 по Гринвичу 14 сентября 2015 года двух черных дыр с массами 29 и 36 масс Солнца, сливающихся на расстоянии около 1,3 миллиарда световых лет от нас. В течение последней доли секунды слияния он высвободил более чем в 50 раз мощность всех звезд в наблюдаемой Вселенной вместе взятых. ^[30]Частота сигнала увеличивалась с 35 до 250 Гц за 10 циклов (5 витков) по мере увеличения силы в течение периода 0,2 секунды. ^[27] Масса новой объединенной черной дыры составляла 62 массы Солнца. Энергия, эквивалентная трем массам Солнца, испускалась в виде гравитационных волн. ^[31] Сигнал был замечен обоими детекторами LIGO в Ливингстоне и Хэнфорде с разницей во времени в 7 миллисекунд из-за угла между двумя детекторами и источником. Сигнал пришел из Южного небесного полушария в приблизительном направлении (но намного дальше) от Магеллановых облаков . ^[29] Уровень уверенности в том, что это наблюдение гравитационных волн, составлял 99,99994%. ^[31]

Годом ранее BICEP2 заявили, что они обнаружили отпечаток гравитационных волн в космическом микроволновом фоне . Однако позже они были вынуждены отказаться от этого результата. ^{[12] [13] [32] [33]}

В 2017 году Нобелевская премия по физике была присуждена Райнеру Вайсу , Кипу Торну и Барри Баришу за их роль в обнаружении гравитационных волн. ^{[34] [35] [36]}

Эффекты прохождения [ править ]

Гравитационные волны постоянно проходят над Землей ; однако даже самые сильные из них имеют незначительный эффект, и их источники обычно находятся на большом расстоянии. Например, волны , выделяемой катастрофическое окончательного слияния GW150914 достиг Земли после путешествия более миллиарда световых лет , как рябь в пространстве - времени , которые изменили длину 4 км LIGO руку с помощью тысячной ширины протона , пропорционально изменению расстояния до ближайшей звезды за пределами Солнечной системы на ширину волоса. ^[37] Этот крошечный эффект даже от экстремальных гравитационных волн делает их наблюдаемыми на Земле только с помощью самых сложных детекторов.

Эффекты проходящей гравитационной волны в чрезвычайно преувеличенной форме можно визуализировать, представив идеально плоскую область пространства-времени с группой неподвижных пробных частиц, лежащих в плоскости, например, на поверхности экрана компьютера. Когда гравитационная волна проходит через частицы по линии, перпендикулярной плоскости частиц, то есть следуя линии зрения наблюдателя на экран, частицы будут следовать за искажением в пространстве-времени, колеблясь « крестообразно », как показано на анимации. Площадь, окруженная тестовыми частицами, не изменяется, и движение вдоль направления распространения отсутствует. ^{[ необходима цитата ]}

Колебания, изображенные на анимации, преувеличены с целью обсуждения - на самом деле гравитационная волна имеет очень маленькую амплитуду (как сформулировано в линеаризованной гравитации ). Однако они помогают проиллюстрировать вид колебаний, связанных с гравитационными волнами, которые производятся парой масс на круговой орбите . В этом случае амплитуда гравитационной волны постоянна, но ее плоскость поляризации изменяется или вращается с удвоенной орбитальной скоростью, поэтому изменяющийся во времени размер гравитационной волны или `` периодическая пространственно-временная деформация '' демонстрирует изменение, как показано на анимации . ^[38]Если орбита масс эллиптическая, то амплитуда гравитационной волны также изменяется со временем в соответствии с квадрупольной формулой Эйнштейна . ^[3]

Как и в случае с другими волнами , для описания гравитационной волны используется ряд характеристик:

• Амплитуда: обычно обозначается h , это размер волны - доля растяжения или сжатия в анимации. Показанная здесь амплитуда составляет примерно h = 0,5 (или 50%). Гравитационные волны, проходящие через Землю, во много секстиллионов раз слабее этого - h  ≈ 10 ⁻²⁰ .
• Частота : обычно обозначается f , это частота, с которой колеблется волна (1, деленная на количество времени между двумя последовательными максимальными растяжениями или сжатиями).
• Длина волны : Обычно обозначается λ , это расстояние вдоль волны между точками максимального растяжения или сжатия.
• Скорость : это скорость, с которой движется точка на волне (например, точка максимального растяжения или сжатия). Для гравитационных волн с малыми амплитудами эта скорость волны равна скорости света ( c ).

Скорость, длина волны и частота гравитационной волны связаны уравнением c = λ f , как и уравнение для световой волны . Например, показанные здесь анимации колеблются примерно каждые две секунды. Это соответствует частоте 0,5 Гц и длине волны около 600 000 км, или в 47 раз больше диаметра Земли.

В приведенном выше примере предполагается, что волна линейно поляризована с положительной поляризацией, обозначенной как h ₊ . Поляризация гравитационной волны аналогична поляризации световой волны, за исключением того, что поляризация гравитационной волны разнесена на 45 градусов, а не на 90 градусов. ^{[ необходима цитата ]} В частности, в "перекрестной" поляризованной гравитационной волне h _× эффект на тестовые частицы будет в основном таким же, но повернутым на 45 градусов, как показано на второй анимации. Как и в случае с поляризацией света, поляризации гравитационных волн можно также выразить в терминах круговой поляризации.волны. Гравитационные волны поляризованы из-за природы их источника.

Источники [ править ]

В общих чертах, гравитационные волны излучаются объектами, движение которых связано с ускорением и его изменением, при условии, что движение не является идеально сферически симметричным (например, расширяющаяся или сжимающаяся сфера) или вращательно-симметричным (например, вращающийся диск или сфера). Простой пример этого принципа - вращающаяся гантель.. Если гантель вращается вокруг своей оси симметрии, она не будет излучать гравитационные волны; если он кувыркается с одного конца на другой, как в случае двух планет, вращающихся вокруг друг друга, он будет излучать гравитационные волны. Чем тяжелее гантель и чем быстрее она падает, тем сильнее гравитационное излучение, которое она испускает. В крайнем случае, например, когда два груза гантели представляют собой массивные звезды, такие как нейтронные звезды или черные дыры, быстро вращающиеся вокруг друг друга, тогда будет испускаться значительное количество гравитационного излучения.

Еще несколько подробных примеров:

• Два объекта, вращающиеся друг вокруг друга, как планета вращается вокруг Солнца, будут излучать.
• Вращающийся неосесимметричный планетоид, скажем, с большой выпуклостью или впадиной на экваторе, будет излучать.
• Сверхновая будет излучать только в том маловероятном случае , что взрыв является совершенно симметричным.
• Изолированный невращающийся твердый объект, движущийся с постоянной скоростью , не будет излучать. Это можно рассматривать как следствие принципа сохранения количества движения .
• Вращающийся диск не будет излучать. Это можно рассматривать как следствие принципа сохранения углового момента . Тем не менее, он будет показывать gravitomagnetic эффектов.
• Сферически пульсирующая сферическая звезда (ненулевой монопольный момент или масса , но нулевой квадрупольный момент) не будет излучать, что согласуется с теоремой Биркгофа .

Технически, второй производной по времени от квадрупольного момента (или л -й производной по времени от L -го мультипольного момента ) изолированной системы тензора энергии должен быть отличен от нуля, для того , чтобы излучать гравитационное излучение. Это аналогично изменению дипольного момента заряда или тока, необходимого для испускания электромагнитного излучения .

Двоичные файлы [ править ]

Гравитационные волны уносят энергию от своих источников, и в случае орбитальных тел это связано с внутриспиральным или уменьшением орбиты. ^{[40] [41]} Представьте, например, простую систему двух масс - такую ​​как система Земля-Солнце - движущейся медленно по сравнению со скоростью света по круговым орбитам. Предположим, что эти две массы вращаются вокруг друг друга по круговой орбите в плоскости x - y . В хорошем приближении массы движутся по простым кеплеровским орбитам . Однако такая орбита представляет собой изменяющийся квадрупольный момент . То есть система будет излучать гравитационные волны.

Теоретически потеря энергии из-за гравитационного излучения может в конечном итоге привести к падению Земли на Солнце . Однако полная энергия Земли, вращающейся вокруг Солнца ( кинетическая энергия + гравитационная потенциальная энергия ) составляет около 1,14 × 10 ³⁶ джоулей, из которых только 200 ватт (джоулей в секунду) теряются из-за гравитационного излучения, что приводит к распаду на орбите из- за около 1 × 10 ^{- 15} метров в день или около диаметра протона . С такой скоростью Земля займет примерно 1 × 10 ¹³раз больше, чем нынешний возраст Вселенной, чтобы повернуть ее к Солнцу. Эта оценка не учитывает уменьшение r с течением времени, но радиус изменяется очень медленно в течение большей части времени и падает на более поздних стадиях, например, с начальным радиусом и общим временем, необходимым для полного слияния. ^[42]${\displaystyle r(t)=r_{0}\left(1-{\frac {t}{t_{\text{coalesce}}}}\right)^{1/4},}$${\displaystyle r_{0}}$${\displaystyle t_{\text{coalesce}}}$

В более общем плане скорость орбитального распада может быть аппроксимирована ^[43]

${\displaystyle {\frac {\mathrm {d} r}{\mathrm {d} t}}=-{\frac {64}{5}}\,{\frac {G^{3}}{c^{5}}}\,{\frac {(m_{1}m_{2})(m_{1}+m_{2})}{r^{3}}}\ ,}$

где r - расстояние между телами, t время, G - гравитационная постоянная , c - скорость света , а m ₁ и m ₂ - массы тел. Это приводит к ожидаемому времени для слияния ^[43]

${\displaystyle t={\frac {5}{256}}\,{\frac {c^{5}}{G^{3}}}\,{\frac {r^{4}}{(m_{1}m_{2})(m_{1}+m_{2})}}.}$

Компактные двоичные файлы [ править ]

Компактные звезды, такие как белые карлики и нейтронные звезды, могут быть составными частями двойных систем. Например, пара нейтронных звезд солнечной массы на круговой орбите на расстоянии 1,89 × 10 ⁸ м (189000 км) имеет период обращения 1000 секунд и ожидаемое время жизни 1,30 × 10 ¹³ секунд или около 414000 лет. LISA мог бы наблюдать такую ​​систему, если бы она находилась не слишком далеко. Гораздо большее количество двойных белых карликов существует с орбитальным периодом в этом диапазоне. Двойные белые карлики имеют массу порядка Солнца, а диаметры в порядке Земли. Они не могут сблизиться друг с другом на расстояние более 10 000 км, прежде чем сольются и взорвутся сверхновой, что также прекратит излучение гравитационных волн. А до тех пор их гравитационное излучение будет сравнимо с излучением двойной нейтронной звезды.

Когда орбита двойной нейтронной звезды уменьшилась до 1,89 × 10 ⁶ м (1890 км), ее оставшееся время жизни составляет около 130000 секунд или 36 часов. Орбитальная частота будет варьироваться от 1 витка в секунду на старте до 918 витков в секунду, когда орбита сократится до 20 км при слиянии. Большая часть испускаемого гравитационного излучения будет иметь двойную орбитальную частоту. Непосредственно перед слиянием LIGO мог бы наблюдать спираль, если бы такой двоичный файл был достаточно близок. У LIGO есть всего несколько минут, чтобы понаблюдать за этим слиянием из общего времени существования на орбите, которое могло составлять миллиарды лет. В августе 2017 года LIGO и Virgo наблюдали первую двойную нейтронную звезду на спиральной орбите GW170817 , а 70 обсерваторий объединились для обнаружения электромагнитного двойника, akilonova в галактике NGC 4993 , на расстоянии 40 мегапарсеков , излучающая короткий гамма-всплеск ( GRB 170817A ) через секунды после слияния, за которым следует более длительный оптический переходный процесс ( AT 2017gfo ), питаемый ядрами r-процесса . Усовершенствованный детектор LIGO должен уметь обнаруживать такие события на расстоянии до 200 мегапарсек. В этом диапазоне порядка 40 мероприятий ожидается в год. ^[45]

Бинарные файлы черных дыр [ править ]

Двойные черные дыры излучают гравитационные волны во время фаз внутри спирали, слияния и падения кольца. Наибольшая амплитуда излучения возникает во время фазы слияния, что можно смоделировать с помощью методов численной теории относительности. ^{[46] [47] [48]} Первое прямое обнаружение гравитационных волн, GW150914 , произошло в результате слияния двух черных дыр.

Сверхновые [ править ]

Сверхновая - это кратковременное астрономическое событие, которое происходит на последних стадиях звездной эволюции в жизни массивной звезды, драматическое и катастрофическое разрушение которой отмечено одним финальным титаническим взрывом. Этот взрыв может произойти одним из многих способов, но в каждом из них значительная часть вещества звезды уносится в окружающее пространство с чрезвычайно высокими скоростями (до 10% скорости света). Если в этих взрывах не будет совершенной сферической симметрии (т.е. если материя не будет извергаться равномерно во всех направлениях), от взрыва будет гравитационное излучение. Это потому, что гравитационные волны генерируются изменяющимся квадрупольным моментом, что может произойти только при несимметричном движении масс. Поскольку точный механизм возникновения сверхновых не до конца понятен, нелегко смоделировать испускаемое ими гравитационное излучение.

Вращающиеся нейтронные звезды [ править ]

Как отмечалось выше, распределение масс будет излучать гравитационное излучение только при наличии сферически асимметричного движения между массами. Вращающаяся нейтронная звезда будет обычно испускают не гравитационного излучения , так как нейтронные звезды весьма плотные объекты с сильным гравитационным полем , что держит их почти идеально сферической. Однако в некоторых случаях на поверхности могут быть небольшие деформации, называемые «горами», которые представляют собой неровности, выступающие не более чем на 10 сантиметров (4 дюймов) над поверхностью ^[49], которые делают вращение сферически асимметричным. Это дает звезде квадрупольный момент, который изменяется со временем, и она будет излучать гравитационные волны, пока деформации не сгладятся.

Инфляция [ править ]

Многие модели Вселенной предполагают, что в ранней истории Вселенной была инфляционная эпоха, когда пространство увеличивалось в разы за очень короткий промежуток времени. Если бы это расширение не было симметричным во всех направлениях, оно могло бы испустить гравитационное излучение, обнаруживаемое сегодня как фон гравитационных волн . Этот фоновый сигнал слишком слаб, чтобы его мог наблюдать любой действующий в настоящее время детектор гравитационных волн, и считается, что могут пройти десятилетия, прежде чем такое наблюдение станет возможным.

Свойства и поведение [ править ]

Энергия, импульс и угловой момент [ править ]

Водные волны, звуковые волны и электромагнитные волны способны переносить энергию , импульс и угловой момент и тем самым уносят их от источника. Гравитационные волны выполняют ту же функцию. Так, например, двойная система теряет угловой момент, когда два вращающихся объекта вращаются по спирали навстречу друг другу - угловой момент излучается гравитационными волнами.

Волны также могут нести линейный импульс, что может иметь некоторые интересные последствия для астрофизики . ^[50] После слияния двух сверхмассивных черных дыр излучение линейного импульса может произвести «толчок» с амплитудой до 4000 км / с. Этого достаточно, чтобы полностью выбросить сросшуюся черную дыру из ее родительской галактики. Даже если толчок слишком мал, чтобы полностью выбросить черную дыру, он может временно удалить ее из ядра галактики, после чего она будет колебаться вокруг центра и в конечном итоге остановится. ^[51] Выброшенная черная дыра также может унести с собой звездное скопление, образуя сверхкомпактную звездную систему . ^[52]Или он может переносить газ, позволяя отскакивающей черной дыре временно выглядеть как « голый квазар ». Квазар SDSS J092712.65 + 294344,0 , как полагают, содержит откатные сверхмассивная черная дыра. ^[53]

Redshifting [ править ]

Подобно электромагнитным волнам , гравитационные волны должны демонстрировать смещение длины и частоты волны из-за относительных скоростей источника и наблюдателя ( эффект Доплера ), а также из-за искажений пространства-времени , таких как космическое расширение . ^{[ необходима цитата ]} Это так, даже несмотря на то, что гравитация сама по себе является причиной искажения пространства-времени. ^{[ Править ]} Redshifting из гравитационных волн отличается от redshifting за счет силы тяжести ( гравитационное красное смещение ).

Квантовая гравитация, аспекты волны-частицы и гравитон [ править ]

В рамках квантовой теории поля , то гравитон это название гипотетической элементарной частицы размышляли быть сила несущей , которая опосредует тяжести . Однако существование гравитона еще не доказано, и пока не существует научной модели, которая успешно согласовывала бы общую теорию относительности , описывающую гравитацию, и Стандартную модель , которая описывает все другие фундаментальные силы . Были предприняты такие попытки, как квантовая гравитация , но они еще не приняты.

Если такая частица существует, ожидается, что она будет безмассовой (поскольку сила гравитации имеет неограниченный радиус действия) и должна быть бозоном со спином -2 . Можно показать, что любое безмассовое поле со спином 2 вызовет силу, неотличимую от гравитации, потому что безмассовое поле со спином 2 должно связываться (взаимодействовать с) тензором энергии-импульса так же, как и гравитационное поле; поэтому, если бы безмассовая частица со спином 2 была когда-либо открыта, это, вероятно, был бы гравитон без дальнейшего отличия от других безмассовых частиц со спином 2. ^[54] Такое открытие объединит квантовую теорию с гравитацией. ^[55]

Значение для изучения ранней вселенной [ править ]

Из-за слабости связи гравитации с веществом гравитационные волны очень мало поглощаются или рассеиваются, даже когда они распространяются на астрономические расстояния. В частности, ожидается, что на гравитационные волны не повлияет непрозрачность самой ранней Вселенной. На этих ранних этапах космос еще не стал «прозрачным», поэтому наблюдения, основанные на свете, радиоволнах и другом электромагнитном излучении, которые существуют далеко во времени, ограничены или недоступны. Следовательно, ожидается, что гравитационные волны в принципе могут предоставить множество наблюдательных данных о самой ранней Вселенной. ^[56]

Определение направления движения [ править ]

Сложность прямого обнаружения гравитационных волн означает, что одному детектору также трудно определить само направление источника. Поэтому используются несколько детекторов, чтобы отличить сигналы от другого «шума», подтверждая, что сигнал не земного происхождения, а также для определения направления посредством триангуляции . В этом методе используется тот факт, что волны распространяются со скоростью света и достигают разных детекторов в разное время в зависимости от направления их источника. Хотя разница во времени прихода может составлять всего несколько миллисекунд , этого достаточно для определения направления происхождения волны со значительной точностью.

Только в случае GW170814 во время события работало три детектора, поэтому направление точно определено. Обнаружение всеми тремя инструментами привело к очень точной оценке положения источника с 90% достоверной областью всего 60 градусов 2 , что в 20 раз точнее, чем раньше. ^[57]

Гравитационно-волновая астрономия [ править ]

Этот раздел содержит ласковые слова : расплывчатые формулировки, которые часто сопровождают предвзятую или непроверяемую информацию . Такие заявления следует уточнить или удалить . ( Ноябрь 2017 г. )

Тон или стиль этого раздела могут не отражать энциклопедический тон, используемый в Википедии . См. Рекомендации в руководстве Википедии по написанию лучших статей . ( Ноябрь 2017 г. ) ( Узнайте, как и когда удалить этот шаблон сообщения )

В прошлом веке в астрономии произошла революция за счет использования новых методов наблюдения за Вселенной. Первоначально астрономические наблюдения проводились в видимом свете . Галилео Галилей первым применил телескопы для улучшения этих наблюдений. Однако видимый свет составляет лишь небольшую часть электромагнитного спектра , и не все объекты в далекой Вселенной ярко светят именно в этом диапазоне. Более полезную информацию можно найти, например, в радиоволнах. С помощью радиотелескопов астрономы обнаружили пульсары , квазары., и сделал другие беспрецедентные открытия объектов, ранее не известных ученым. Наблюдения в микроволновом диапазоне привело к обнаружению слабых оттисков в Большого взрыва , открытие Стивен Хокинг назвал «величайшее открытие века, если не все время». Подобные успехи в наблюдениях с использованием гамма-лучей , рентгеновских лучей , ультрафиолетового и инфракрасного света также принесли новые открытия в астрономию. Когда открылась каждая из этих областей спектра, были сделаны новые открытия, которые нельзя было бы сделать иначе. Астрономы надеются, что то же самое можно сказать и о гравитационных волнах. ^[58]

Гравитационные волны обладают двумя важными и уникальными свойствами. Во-первых, нет необходимости в присутствии поблизости какого-либо типа материи, чтобы волны генерировались двойной системой незаряженных черных дыр, которые не испускали бы электромагнитного излучения. Во-вторых, гравитационные волны могут проходить через любую промежуточную материю без значительного рассеяния. В то время как свет от далеких звезд может быть заблокирован межзвездной пылью , например, гравитационные волны будут проходить практически беспрепятственно. Эти две особенности позволяют гравитационным волнам нести информацию об астрономических явлениях, которые до сих пор никогда не наблюдались людьми. ^[56]

Описанные выше источники гравитационных волн находятся в низкочастотном конце спектра гравитационных волн (от 10 ^-7 до 10 ⁵ Гц). Астрофизический источник на высокочастотном конце спектра гравитационных волн (выше 10 ⁵ Гц и, вероятно, 10 ¹⁰ Гц) генерирует ^{[ требуется пояснение ]} реликтовые гравитационные волны, которые теоретически являются слабыми отпечатками Большого взрыва, такими как космический микроволновый фон . ^[59] На этих высоких частотах потенциально возможно, что источники могут быть "искусственными" ^[11], то есть гравитационные волны, генерируемые и обнаруживаемые в лаборатории. ^{[60] [61]}

Сверхмассивная черная дыра , созданная в результате слияния черных дыр в центре двух сливающихся галактик , обнаруженных космическим телескопом Хаббла , теоретически, был извлечен из слияния центра по гравитационных волн. ^{[62] [63]}

Обнаружение [ править ]

Косвенное обнаружение [ править ]

Хотя волны от системы Земля – Солнце мизерны, астрономы могут указать на другие источники, радиация которых должна быть значительной. Одним из важных примеров является двойная система Халса – Тейлора  - пара звезд, одна из которых является пульсаром . ^[65] Характеристики их орбиты могут быть выведены из доплеровского сдвига радиосигналов, испускаемых пульсаром. Каждая из звезд имеет размер около 1,4  M _☉, а размер их орбит составляет около 1/75 орбиты Земля – Солнце., всего в несколько раз больше диаметра нашего Солнца. Комбинация больших масс и меньшего расстояния означает, что энергия, выделяемая двойной системой Халса – Тейлора, будет намного больше, чем энергия, выделяемая системой Земля – Солнце - примерно в 10 ²² раз больше.

Информация об орбите может использоваться, чтобы предсказать, сколько энергии (и углового момента) будет излучаться в виде гравитационных волн. По мере того, как двойная система теряет энергию, звезды постепенно сближаются друг с другом, и период обращения по орбите уменьшается. В результате траектория каждой звезды представляет собой инспираль, спираль с уменьшающимся радиусом. Общая теория относительности точно описывает эти траектории; в частности, энергия, излучаемая в гравитационных волнах, определяет скорость уменьшения периода, определяемого как временной интервал между последовательными периастрами (точками наибольшего сближения двух звезд). Для пульсара Халса – Тейлора прогнозируемое текущее изменение радиуса составляет около 3 мм на орбиту, а изменение за период 7,75 часа составляет около 2 секунд в год.После предварительного наблюдения, показывающего потерю энергии на орбите, соответствующую гравитационным волнам,^[21] Тщательные временные наблюдения Тейлора и Джоэла Вейсберга убедительно подтвердили прогнозируемое сокращение периода с точностью до 10%. ^[66] С улучшенными статистическими данными о времени, полученными за более чем 30 лет с момента открытия пульсара, наблюдаемое изменение орбитального периода в настоящее время совпадает с предсказанием гравитационного излучения, принятым общей теорией относительности, с точностью до 0,2 процента. ^[67] В 1993 году, отчасти побуждаемый этим косвенным обнаружением гравитационных волн, Нобелевский комитет присудил Нобелевскую премию по физике Халсу и Тейлору за «открытие нового типа пульсара, открытие, которое открыло новые возможности для изучение гравитации ". ^[68] Время жизни этой двойной системы от настоящего момента до слияния оценивается в несколько сотен миллионов лет. ^[69]

Вдохновители - очень важные источники гравитационных волн. Каждый раз, когда два компактных объекта (белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры ) находятся на близких орбитах, они излучают интенсивные гравитационные волны. По мере того, как они сближаются по спирали, эти волны становятся более интенсивными. В какой-то момент они должны стать настолько интенсивными, что станет возможным прямое обнаружение по их воздействию на объекты на Земле или в космосе. Это прямое обнаружение является целью нескольких крупномасштабных экспериментов. ^[70]

Единственная трудность заключается в том, что большинство систем, подобных двойной системе Халса – Тейлора, находятся так далеко. Амплитуда волн, излучаемых двойной системой Халса – Тейлора на Земле, будет примерно h ≈ 10 ⁻²⁶ . Однако есть некоторые источники, которые астрофизики ожидают найти, которые дают гораздо большие амплитуды h ≈ 10 ⁻²⁰ . Было обнаружено по крайней мере восемь других двойных пульсаров. ^[71]

Трудности [ править ]

Гравитационные волны нелегко обнаружить. Когда они достигают Земли, они имеют небольшую амплитуду с деформацией примерно 10 ⁻²¹ , что означает, что необходим чрезвычайно чувствительный детектор, и что другие источники шума могут подавить сигнал. ^[72] Ожидается, что гравитационные волны будут иметь частоты 10 ^-16  Гц < f <10 ⁴  Гц. ^[73]

Наземные детекторы [ править ]

Хотя наблюдения Халса – Тейлора были очень важны, они дают лишь косвенное свидетельство существования гравитационных волн. Более убедительным наблюдением было бы прямое измерение эффекта проходящей гравитационной волны, которое также могло бы предоставить больше информации о системе, которая ее создала. Любое такое прямое обнаружение осложняется исключительно малым воздействием волн на детектор. Амплитуда сферической волны будет уменьшаться как величина, обратная расстоянию от источника ( член 1 / R в формулах для hнад). Таким образом, даже волны от экстремальных систем, таких как сливающиеся двойные черные дыры, к тому времени, как достигают Земли, затухают до очень малых амплитуд. Астрофизики ожидают, что некоторые гравитационные волны, проходящие через Землю, могут достигать h ≈ 10 ⁻²⁰ , но обычно не больше. ^[74]

Резонансные антенны [ править ]

Простое устройство, предназначенное для обнаружения ожидаемого волнового движения, называется стержнем Вебера  - большим твердым стержнем из металла, изолированным от внешних вибраций. Этот тип прибора был первым типом детектора гравитационных волн. Деформации в пространстве из-за падающей гравитационной волны возбуждают резонансную частоту стержня и, таким образом, могут быть усилены до обнаруживаемых уровней. Вероятно, ближайшая сверхновая может быть достаточно сильной, чтобы ее можно было увидеть без резонансного усиления. Джозеф Вебер утверждал, что с помощью этого инструмента он ежедневно обнаруживал сигналы гравитационных волн. Однако его результаты были оспорены в 1974 году физиками Ричардом Гарвином и Дэвидом Дугласом . Современные формы бара Вебера все еще эксплуатируются,с криогенным охлаждением, со сверхпроводящими устройствами квантовой интерференции для обнаружения вибрации. Штанги Вебера недостаточно чувствительны, чтобы обнаруживать что-либо, кроме чрезвычайно мощных гравитационных волн. ^[75]

MiniGRAIL - сферическая гравитационная волновая антенна, использующая этот принцип. Он базируется в Лейденском университете и состоит из тщательно обработанной сферы весом 1150 кг, криогенно охлажденной до 20 милликельвинов. ^[76] Сферическая конфигурация обеспечивает одинаковую чувствительность во всех направлениях и в некоторой степени экспериментально проще, чем более крупные линейные устройства, требующие высокого вакуума. События регистрируются путем измерения деформации сферы детектора . MiniGRAIL обладает высокой чувствительностью в диапазоне 2–4 кГц, подходит для обнаружения гравитационных волн от нестабильностей вращающихся нейтронных звезд или слияний небольших черных дыр. ^[77]

В настоящее время существует два детектора, сфокусированных на верхнем конце спектра гравитационных волн (от 10 ⁻⁷ до 10 ⁵ Гц): один в Бирмингемском университете , Англия, ^[78], а другой в INFN в Генуе, Италия. Третья находится в разработке в Чунцинском университете , Китай. Детектор Бирмингема измеряет изменения в состоянии поляризации микроволнового луча, циркулирующего в замкнутом контуре диаметром около одного метра. Ожидается, что оба детектора будут чувствительны к периодическим пространственно-временным деформациям h ~2 × 10 ⁻¹³  / √ Гц , заданная как спектральная плотность амплитуды . Детектор INFN Genoa представляет собой резонансную антенну, состоящую из двух связанных сферических сверхпроводящих гармонических осцилляторов диаметром несколько сантиметров. Генераторы спроектированы так, чтобы иметь (в разъединенном состоянии) почти равные резонансные частоты. В настоящее время ожидается, что система будет иметь чувствительность к периодическим деформациям пространства-времени h ~2 × 10 ⁻¹⁷  / √ Гц , с ожиданием достижения чувствительности h ~2 × 10 ⁻²⁰  / √ Гц . Детектор Университета Чунцина планируется для обнаружения реликтовых высокочастотных гравитационных волн с прогнозируемыми типичными параметрами ~ 10 ¹¹ Гц (100 ГГц) и h ~ 10 ^-30 до 10 ^-32 . ^[79]

Интерферометры [ править ]

Более чувствительный класс детекторов использует лазерный интерферометр Майкельсона для измерения движения, вызванного гравитационной волной, между разделенными «свободными» массами. ^[80] Это позволяет разделять массы на большие расстояния (увеличивая размер сигнала); Еще одним преимуществом является то, что он чувствителен к широкому диапазону частот (а не только к частотам, близким к резонансу, как в случае стержней Вебера). После многих лет разработки первые наземные интерферометры были введены в эксплуатацию в 2015 году. В настоящее время наиболее чувствительным является LIGO  - лазерная интерферометрическая обсерватория гравитационных волн. LIGO имеет три детектора: один в Ливингстоне, Луизиана , другой на площадке Хэнфорд в Ричленде, Вашингтон.и третий (ранее установленный как второй детектор в Хэнфорде), который планируется перевезти в Индию . Каждая обсерватория имеет два световых рукава длиной 4 км. Они расположены под углом 90 градусов друг к другу, а свет проходит через вакуумные трубки диаметром 1 м и проходит все 4 километра. Проходящая гравитационная волна слегка растягивает одну руку, укорачивая другую. Именно к этому движению интерферометр наиболее чувствителен.

Даже с такими длинными рукавами самые сильные гравитационные волны изменят расстояние между концами рукавов не более чем примерно на ^10-18  м. LIGO должен уметь обнаруживать гравитационные волны величиной до h ~5 × 10 ⁻²² . Обновление до LIGO и Virgo должно еще больше повысить чувствительность. Другой высокочувствительный интерферометр, KAGRA , строится на руднике Камиоканде в Японии. Ключевым моментом является то, что десятикратное увеличение чувствительности (радиуса «досягаемости») увеличивает доступный для прибора объем пространства в тысячу раз. Это увеличивает скорость, с которой можно увидеть обнаруживаемые сигналы, с одного за десятки лет наблюдения до десятков в год. ^[81]

Интерферометрические детекторы ограничены на высоких частотах дробовым шумом , который возникает из-за того, что лазеры генерируют фотоны случайным образом; одна аналогия - с дождем - количество осадков, как и интенсивность лазера, можно измерить, но капли дождя, как и фотоны, падают в случайное время, вызывая колебания вокруг среднего значения. Это приводит к появлению шума на выходе детектора, подобного радиостатическому. Кроме того, при достаточно высокой мощности лазера случайный импульс, передаваемый тестовым массам лазерными фотонами, сотрясает зеркала, маскируя сигналы низких частот. Тепловой шум (например, броуновское движение ) - еще один предел чувствительности. Помимо этих «стационарных» (постоянных) источников шума, все наземные детекторы также ограничены на низких частотах сейсмическими сигналами.шум и другие формы вибрации окружающей среды и другие «нестационарные» источники шума; скрипы в механических конструкциях, молнии или другие большие электрические помехи и т. д. также могут создавать шум, маскирующий событие, или даже могут имитировать событие. Все это должно быть принято во внимание и исключено анализом, прежде чем обнаружение может считаться истинным гравитационным волновым событием.

Эйнштейн @ Home [ править ]

Простейшие гравитационные волны - это волны постоянной частоты. Волны, испускаемые вращающейся неосесимметричной нейтронной звездой, будут приблизительно монохроматическими : чистый звук в акустике . В отличие от сигналов от сверхновых звезд или двойных черных дыр, эти сигналы мало изменяются по амплитуде или частоте за период, когда их можно было бы наблюдать наземными детекторами. Однако в измеряемом сигнале будет некоторое изменение из-за доплеровского сдвига, вызванного движением Земли. Несмотря на то, что сигналы просты, обнаружение чрезвычайно затратно с точки зрения вычислений из-за больших объемов данных, которые необходимо анализировать.

Проект Einstein @ Home - это проект распределенных вычислений, похожий на SETI @ home, предназначенный для обнаружения гравитационных волн этого типа. Принимая данные из LIGO и GEO и отправляя их небольшими частями тысячам добровольцев для параллельного анализа на их домашних компьютерах, Einstein @ Home может проанализировать данные гораздо быстрее, чем это было бы возможно в противном случае. ^[82]

Интерферометры космического базирования [ править ]

Также разрабатываются интерферометры космического базирования, такие как LISA и DECIGO . Конструкция LISA предусматривает наличие трех тестовых масс, образующих равносторонний треугольник, при этом лазеры от каждого космического корабля к друг другу образуют два независимых интерферометра. Планируется, что LISA будет занимать солнечную орбиту за Землей, при этом каждое плечо треугольника будет составлять пять миллионов километров. Это помещает детектор в превосходный вакуум вдали от земных источников шума, хотя он по-прежнему будет восприимчив к теплу, дробовому шуму и артефактам, вызванным космическими лучами и солнечным ветром .

Использование массивов синхронизации пульсаров [ править ]

Пульсары - это быстро вращающиеся звезды. Пульсар излучает лучи радиоволн, которые, как лучи маяка, проносятся по небу при вращении пульсара. Сигнал от пульсара может быть обнаружен радиотелескопами как серия регулярно расположенных импульсов, по сути, как тиканье часов. ГВ влияют на время, необходимое импульсам для прохождения от пульсара до телескопа на Земле. А Пульсар синхронизация массив использует пульсар искать возмущения в связи с ГВ при измерении времени прихода импульсов к телескопу, другими слова, чтобы искать отклонения в тиках. Для обнаружения GW временные массивы пульсаров ищут отчетливую картину корреляции и антикорреляции между временем прихода импульсов от нескольких пульсаров. ^[83] Хотя импульсы пульсаров проходят через космос в течение сотен или тысяч лет, чтобы добраться до нас, временные матрицы пульсаров чувствительны к возмущениям во времени их прохождения, составляющим гораздо меньше одной миллионной доли секунды.

Основным источником гравитационных волн, к которым чувствительны временные массивы пульсаров, являются сверхмассивные двойные черные дыры, которые образуются в результате столкновения галактик. ^[84] В дополнение к отдельным двойным системам, временные массивы пульсаров чувствительны к стохастическому фону ГВ, образованных из суммы ГВ от многих слияний галактик. Другие потенциальные источники сигнала включают космические струны и изначальный фон ГВ от космической инфляции .

В глобальном масштабе существует три активных проекта синхронизирующих массивов пульсаров. Обсерватория Североамериканский Nanohertz гравитационные волны данных использует собранные в Аресибо радиотелескопа и Грин-Бэнк . В австралийской системе хронометража пульсаров Паркса используются данные радиотелескопа Паркса . Timing Массив Европейского Pulsar использует данные из четырех крупнейших телескопов в Европе: Ловеллы телескоп , то синтез радиотелескоп Westerbork , то Эффельсберг телескоп и радиотелескоп Nancay . Эти три группы также сотрудничают под названиемПроект International Pulsar Timing Array . ^[85]

Изначальная гравитационная волна [ править ]

Первичные гравитационные волны - это гравитационные волны, наблюдаемые в космическом микроволновом фоне . Они якобы были обнаружены прибором BICEP2 , объявление, сделанное 17 марта 2014 г., было отозвано 30 января 2015 г. («сигнал может быть полностью отнесен к пыли в Млечном Пути» ^[64] ).

LIGO и наблюдения Девы [ править ]

11 февраля 2016 г. коллаборация LIGO объявила о первом наблюдении гравитационных волн по сигналу, обнаруженному в 09:50:45 по Гринвичу 14 сентября 2015 г. ^[26] двух черных дыр с массами 29 и 36 солнечных масс, сливающихся около 1,3 миллиарда. в световых годах от нас. В течение последней доли секунды слияния он высвободил более чем в 50 раз мощность всех звезд в наблюдаемой Вселенной вместе взятых. ^[86] Частота сигнала увеличилась с 35 до 250 Гц за 10 циклов (5 витков) по мере того, как он увеличивался в силе в течение периода 0,2 секунды. ^[27]Масса новой объединенной черной дыры составила 62 массы Солнца. Энергия, эквивалентная трем массам Солнца, испускалась в виде гравитационных волн. ^[31] Сигнал был замечен обоими детекторами LIGO в Ливингстоне и Хэнфорде с разницей во времени в 7 миллисекунд из-за угла между двумя детекторами и источником. Сигнал пришел из Южного небесного полушария в приблизительном направлении (но намного дальше) от Магеллановых облаков . ^[29] Гравитационные волны наблюдались в области более 5 сигм ^[87] (другими словами, 99,99997% шансов показать / получить тот же результат), вероятность обнаружения достаточно, чтобы их оценили / считали доказательством / доказательство в экспериментеиз статистической физики . ^[88]

С тех пор LIGO и Virgo сообщили о большем количестве наблюдений гравитационных волн при слиянии двойных черных дыр.

16 октября 2017 года коллаборации LIGO и Virgo объявили о первом в истории обнаружении гравитационных волн, возникающих в результате слияния двойной системы нейтронных звезд. Наблюдение за GW170817переходный процесс, произошедший 17 августа 2017 года, позволил ограничить массы вовлеченных нейтронных звезд между 0,86 и 2,26 массами Солнца. Дальнейший анализ позволил еще больше ограничить значения масс интервалом 1,17–1,60 масс Солнца, при этом общая измеренная масса системы составила 2,73–2,78 масс Солнца. Включение детектора Virgo в усилия по наблюдению позволило улучшить локализацию источника в 10 раз. Это, в свою очередь, облегчило электромагнитное отслеживание события. В отличие от случая слияния двойных черных дыр, слияние двойных нейтронных звезд должно было дать электромагнитный аналог, то есть световой сигнал, связанный с событием. Гамма-всплеск ( GRB 170817A ) был обнаружен космическим гамма-телескопом Ферми., возникающий через 1,7 секунды после прохождения гравитационной волны. Сигнал, исходящий от галактики NGC 4993 , был связан со слиянием нейтронных звезд. Это было подтверждено электромагнитным наблюдением за событием ( AT 2017gfo ) с участием 70 телескопов и обсерваторий и наблюдений в большой области электромагнитного спектра, что еще раз подтвердило нейтронную звездную природу объединенных объектов и связанных с ними килоновых звезд . ^{[89] [90]}

В художественной литературе [ править ]

Эпизод 1962 России научно-фантастического романа Стажёров по Аркадию и Борису Стругацким показывает опыт мониторинга распространения гравитационных волн за счет уничтожения куска астероида 15 Eunomia размера Эвереста . ^[91]

В романе Станислава Лема 1986 года « Фиаско » «гравитационная пушка» или «грасер» (усиление гравитации за счет коллимированного излучения резонанса) используется для изменения формы коллапсара, чтобы главные герои могли использовать экстремальные релятивистские эффекты и совершить межзвездное путешествие.

В романе Грега Игана « Диаспора» 1997 года анализ гравитационного волнового сигнала, исходящего от ближайшей двойной нейтронной звезды, показывает, что ее столкновение и слияние неизбежны, а это означает, что на Землю будет нанесен большой гамма-всплеск.

В серии « Воспоминания о прошлом Земли» Лю Цысиня 2006 года гравитационные волны используются в качестве межзвездного вещательного сигнала, который служит центральной точкой сюжета в конфликте между цивилизациями в галактике.

См. Также [ править ]

Ссылки [ править ]

Дальнейшее чтение [ править ]

• Бартусяк, Марсия . Неоконченная симфония Эйнштейна . Вашингтон, округ Колумбия: Джозеф Генри Пресс, 2000.
• Чакрабарти, Индраджит (1999). «Гравитационные волны: Введение». arXiv : физика / 9908041 .
• Ландау, Л.Д., Лифшиц, Е.М., Классическая теория полей (Pergamon Press), 1987.
• Уилл, Клиффорд М. (2014). «Противостояние общей теории относительности и эксперимента» . Живые обзоры в теории относительности . 17 (1): 4. arXiv : 1403.7377 . Bibcode : 2014LRR .... 17 .... 4W . DOI : 10.12942 / lrr-2014-4 . PMC  5255900 . PMID  28179848 .
• Солсон, Питер Р. (1994). Основы интерферометрических детекторов гравитационных волн . World Scientific. Bibcode : 1994figw.book ..... S . DOI : 10,1142 / 2410 . ISBN 978-981-02-1820-1.
• Бариш, Барри С.; Вайс, Райнер (1999). «LIGO и обнаружение гравитационных волн». Физика сегодня . 54 (10): 44. Bibcode : 1999PhT .... 52j..44B . DOI : 10.1063 / 1.882861 .

Библиография [ править ]

• Берри, Майкл , Принципы космологии и гравитации (Адам Хильгер, Филадельфия, 1989). ISBN 0-85274-037-9 
• Коллинз, Гарри , Тень гравитации: поиск гравитационных волн , University of Chicago Press, 2004. ISBN 0-226-11378-7 
• Коллинз, Гарри, Поцелуй гравитации: обнаружение гравитационных волн (The MIT Press, Cambridge Massachuetts, 2017). ISBN 978-0-262-03618-4 . 
• Дэвис, PCW , Поиск гравитационных волн (издательство Кембриджского университета, 1980). ISBN 0521231973 . 
• Гроте, Хартмут, Гравитационные волны: история открытий (CRC Press, Taylor & Francis Group, Бока-Ратон / Лондон / Нью-Йорк, 2020). ISBN 978-0-367-13681-9 . 
• П. Дж. Пиблз , Принципы физической космологии (Princeton University Press, Princeton, 1993). ISBN 0-691-01933-9 . 
• Уилер, Джон Арчибальд и Чуфолини, Игнацио, гравитация и инерция (Princeton University Press, Princeton, 1995). ISBN 0-691-03323-4 . 
• Вульф, Гарри, изд., « Некоторая странность в пропорции» (Аддисон – Уэсли, Рединг, Массачусетс, 1980). ISBN 0-201-09924-1 . 

Внешние ссылки [ править ]

Викискладе есть медиафайлы, связанные с гравитационными волнами .

Найдите информацию о гравитационной волне в Викисловаре, бесплатном словаре.

• Лазерный интерферометр, обсерватория гравитационных волн . Лаборатория LIGO, управляемая Калифорнийским технологическим институтом и Массачусетским технологическим институтом.
• Гравитационные волны - Сборник статей в Nature Journal
• Гравитационные волны - Сборник статей Scientific American
• Видео (94:34) - Научный доклад об открытии , Барри Бариш, ЦЕРН (11 февраля 2016 г.)
• Кристина Сормани, К. Денсон Хилл, Павел Нуровски, Лидия Бьери, Дэвид Гарфинкль и Николас Юнес (август 2017 г.). «Двухчастная статья: Математика гравитационных волн» . Уведомления Американского математического общества . 64 (7): 684–707. DOI : 10,1090 / noti1551 . ISSN  1088-9477 .CS1 maint: uses authors parameter (link)