Гравитационные волны — это волны интенсивности гравитации , которые генерируются ускоренными массами двойных звезд и другими движениями гравитирующих масс и распространяются как волны наружу от своего источника со скоростью света . Впервые они были предложены Оливером Хевисайдом в 1893 году, а затем Анри Пуанкаре в 1905 году как гравитационный эквивалент электромагнитных волн . [1]
Гравитационные волны были позже предсказаны в 1916 году [2] [3] Альбертом Эйнштейном на основе его общей теории относительности как рябь в пространстве-времени . [4] [5] Гравитационные волны переносят энергию в виде гравитационного излучения , формы лучистой энергии , похожей на электромагнитное излучение . [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) – показывая один из способов, которыми пользуются методы ньютоновской физики. неспособны объяснить явления, связанные с теорией относительности.
Первое косвенное свидетельство существования гравитационных волн было получено в 1974 году в результате наблюдаемого орбитального распада двойного пульсара Халса-Тейлора , который соответствовал распаду, предсказанному общей теорией относительности, поскольку энергия теряется из-за гравитационного излучения. В 1993 году Рассел А. Халс и Джозеф Хутон Тейлор-младший получили за это открытие Нобелевскую премию по физике .
Первое прямое наблюдение гравитационных волн было сделано в 2015 году, когда сигнал, генерируемый слиянием двух черных дыр, был получен детекторами гравитационных волн LIGO в Ливингстоне, штат Луизиана, и в Хэнфорде, штат Вашингтон. Нобелевская премия по физике 2017 года впоследствии была присуждена Райнеру Вайсу , Кипу Торну и Барри Бэришу за их роль в прямом обнаружении гравитационных волн.
В гравитационно-волновой астрономии наблюдения гравитационных волн используются для вывода данных об источниках гравитационных волн. Источники, которые можно изучить таким образом, включают двойные звездные системы, состоящие из белых карликов , нейтронных звезд [ 7] [8] и черных дыр ; такие события, как сверхновые ; и образование ранней Вселенной вскоре после Большого взрыва .
В общей теории относительности Эйнштейна гравитация рассматривается как явление, возникающее в результате искривления пространства-времени . Эта кривизна вызвана наличием массы . Как правило, чем больше массы содержится в данном объеме пространства, тем большей кривизной будет пространство-время на границе его объема. [9] Когда объекты с массой движутся в пространстве-времени, кривизна меняется, отражая изменение местоположения этих объектов. В определенных обстоятельствах ускоряющиеся объекты вызывают изменения в этой кривизне, которые волнообразно распространяются наружу со скоростью света . Эти распространяющиеся явления известны как гравитационные волны.
Когда гравитационная волна пройдет мимо 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 обратно пропорциональна расстоянию от источника. [10] : 227
По прогнозам, вдохновляющие двойные нейтронные звезды станут мощным источником гравитационных волн при их слиянии из-за очень большого ускорения их масс, когда они вращаются близко друг к другу. Однако из-за астрономических расстояний до этих источников эффекты, измеренные на Земле, по прогнозам, будут очень малы и будут иметь деформации менее 1 части на 10 20 .
Там, где принимается Общая теория относительности, обнаруженные гравитационные волны приписываются ряби в пространстве-времени; в противном случае гравитационные волны можно рассматривать просто как продукт орбит двойных систем. (Двойная орбита приводит к изменению геометрии двойной системы на 180 градусов, а также к изменению расстояния между каждым телом двойной системы и наблюдателем на 180 градусов, вызывая частоту гравитационных волн, в два раза превышающую орбитальную частоту).
Ученые продолжают демонстрировать существование этих волн с помощью постоянно модернизируемых высокочувствительных детекторов, используемых в совместных наблюдениях. Самый чувствительный детектор справился с этой задачей, обладая чувствительностью около одной части.5 × 10 22 (по состоянию на 2012 год [update]), предоставленные обсерваториями LIGO и VIRGO . [11] В 2019 году был завершен японский детектор KAGRA , а в 2021 году он совершил свое первое совместное обнаружение с LIGO и VIRGO. [12] Космическая обсерватория, Лазерный интерферометр , в настоящее время находится в стадии разработки ЕКА . Еще один европейский наземный детектор — Телескоп Эйнштейна — также находится в стадии разработки.
Гравитационные волны могут проникать в такие области космоса, куда не могут проникнуть электромагнитные волны. Они позволяют наблюдать слияние 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 , поэтому гравитационно-волновая астрономия дает новое понимание работы Вселенной.
В частности, гравитационные волны могут представлять интерес для космологов, поскольку они предлагают возможный способ наблюдения за самой ранней Вселенной. В традиционной астрономии это невозможно, поскольку до рекомбинации Вселенная была непрозрачна для электромагнитного излучения. [13] Точные измерения гравитационных волн также позволят ученым более тщательно проверить общую теорию относительности.
В принципе, гравитационные волны могут существовать на любой частоте. Волны очень низкой частоты обнаруживаются с помощью временных решеток пульсаров. Астрономы на протяжении многих лет отслеживают время появления примерно 100 пульсаров, широко разбросанных по нашей галактике. Пульсары — это самые точные часы времени, которые только можно себе представить, и тонкие изменения в прибытии их сигналов вызваны прохождением гравитационных волн, генерируемых слиянием сверхмассивных черных дыр с длинами волн, измеряемыми в световых годах, а затем использованием серьезных вычислительных мощностей для расшифровки источника. Используя эту технику, они обнаружили «гул» различных слияний СМЧД, происходящих во Вселенной. Стивен Хокинг и Вернер Израэль перечисляют различные диапазоны частот гравитационных волн, которые можно было бы правдоподобно обнаружить: от 10 −7 Гц до 10 11 Гц. [14]
Скорость гравитационных волн в общей теории относительности равна скорости света в вакууме c . [15] В специальной теории относительности константа c касается не только света; вместо этого это максимально возможная скорость любого взаимодействия в природе. Формально c — это коэффициент перевода единицы времени в единицу пространства. [16] Это делает ее единственной скоростью, которая не зависит ни от движения наблюдателя, ни от источника света и/или гравитации.
Таким образом, скорость «света» — это еще и скорость гравитационных волн, и далее скорость любой безмассовой частицы. К таким частицам относятся глюон (носитель сильного взаимодействия), фотоны , составляющие свет (следовательно, переносчики электромагнитной силы), и гипотетические гравитоны (которые являются предполагаемыми частицами поля, связанными с гравитацией; однако понимание гравитона, если таковые существуют, требуется пока еще недоступная теория квантовой гравитации).
В августе 2017 года детекторы LIGO и Virgo получили сигналы гравитационных волн в течение 2 секунд после того, как спутники гамма-излучения и оптические телескопы увидели сигналы в том же направлении. Это подтвердило, что скорость гравитационных волн равна скорости света. [17]
Возможность гравитационных волн и то, что они могут перемещаться со скоростью света, обсуждалась в 1893 году Оливером Хевисайдом , используя аналогию между законом обратных квадратов гравитации и электростатической силой . [21] В 1905 году Анри Пуанкаре предположил гравитационные волны, исходящие от тела и распространяющиеся со скоростью света, как того требуют преобразования Лоренца [22] и предположил, что по аналогии с ускоряющимся электрическим зарядом, создающим электромагнитные волны , ускоряются массы в релятивистской полевой теории гравитации должны создавать гравитационные волны. [23] [24]
В 1915 году Эйнштейн опубликовал свою общую теорию относительности — полную релятивистскую теорию гравитации. Он предположил, как и Пуанкаре, что уравнение будет порождать гравитационные волны, но, как он упоминает в письме Шварцшильду в феврале 1916 года [24] , они не могли быть похожи на электромагнитные волны. Электромагнитные волны возникают в результате движения диполя, требующего как положительного, так и отрицательного заряда; гравитация не имеет эквивалента отрицательному заряду. Эйнштейн продолжал работать над сложными уравнениями общей теории относительности, чтобы найти альтернативную волновую модель. Результат был опубликован в июне 1916 года [3] , и там он пришел к выводу, что гравитационная волна должна распространяться со скоростью света и что на самом деле должно быть три типа гравитационных волн, получивших название продольно-продольные, поперечно- продольный и поперечно-поперечный Германа Вейля . [24]
Однако характер приближений Эйнштейна заставил многих (включая самого Эйнштейна) усомниться в результате. В 1922 году Артур Эддингтон показал, что два типа волн Эйнштейна были артефактами используемой им системы координат и их можно заставить распространяться с любой скоростью, выбрав подходящие координаты, что заставило Эддингтона пошутить, что они «распространяются со скоростью мысли». . [25] : 72 Это также поставило под сомнение физичность третьего (поперечно-поперечного) типа, который, как показал Эддингтон, всегда распространяется со скоростью света независимо от системы координат. В 1936 году Эйнштейн и Натан Розен представили в журнал Physical Review статью , в которой утверждали, что гравитационные волны не могут существовать в полной общей теории относительности, поскольку любое такое решение уравнений поля будет иметь сингулярность. Журнал отправил свою рукопись на рецензирование Говарду П. Робертсону , который анонимно сообщил, что рассматриваемые особенности были просто безобидными координатными особенностями используемых цилиндрических координат. Эйнштейн, который не был знаком с концепцией рецензирования, в гневе забрал рукопись и никогда больше не публиковал 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. [24] [25] : 79ff В 1956 году Феликс Пирани исправил путаницу, вызванную использованием различных систем координат, перефразировав гравитационные волны в терминах явно наблюдаемого тензора кривизны Римана . [26]
В то время работа Пирани была омрачена вниманием сообщества к другому вопросу: могут ли гравитационные волны передавать энергию . Этот вопрос был решен с помощью мысленного эксперимента, предложенного Ричардом Фейнманом во время первой конференции ОТО в Чапел-Хилл в 1957 году. проходящая гравитационная волна будет перемещать бусинки по стержню; тогда трение будет производить тепло, а это означает, что проходящая волна совершила работу . Вскоре после этого Герман Бонди опубликовал подробную версию «аргумента о липких шариках». [24] Позже это привело к серии статей (1959–1989) Бонди и Пирани, в которых было установлено существование плоских волновых решений для гравитационных волн. [27]
Поль Дирак далее постулировал существование гравитационных волн, заявив, что они имеют «физическое значение» в своей лекции 1959 года на собраниях в Линдау . [28] Кроме того, именно Дирак предсказал гравитационные волны с четко определенной плотностью энергии в 1964 году. [29]
После конференции в Чапел-Хилле Джозеф Вебер приступил к проектированию и созданию первых детекторов гравитационных волн, ныне известных как стержни Вебера . В 1969 году Вебер заявил, 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, поскольку предполагаемая скорость потери энергии Млечного Пути истощила бы энергию нашей галактики в масштабе времени, намного меньшем, чем ее предполагаемый возраст. Эти сомнения усилились, когда к середине 1970-х годов повторные эксперименты других групп, строивших свои собственные батончики Вебера по всему миру, не выявили никаких сигналов, и к концу 1970-х годов пришли к общему мнению, что результаты Вебера были ложными. [24]
В этот 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 , за что им была присуждена Нобелевская премия по физике 1993 года . [30] Наблюдения за временем пульсаров в течение следующего десятилетия показали постепенное затухание орбитального периода пульсара Халса-Тейлора, что соответствовало потере энергии и углового момента в гравитационном излучении, предсказанному общей теорией относительности. [31] [32] [24]
Это косвенное обнаружение гравитационных волн побудило к дальнейшим поискам, несмотря на дискредитированный результат Вебера. Некоторые группы продолжали совершенствовать первоначальную концепцию Вебера, в то время как другие занимались обнаружением гравитационных волн с помощью лазерных интерферометров. Идея использования для этого лазерного интерферометра, по-видимому, выдвигалась независимо разными людьми, в том числе М.Е. Герценштейном и В.И. Пустовойтом в 1962 г. [33] и Владимиром Б. Брагинским в 1966 г. Первые прототипы были разработаны в 1970-х гг. Робертом Л. Нападающий и Райнер Вайс. [34] [35] В последующие десятилетия были созданы еще более чувствительные инструменты, кульминацией которых стало создание GEO600 , LIGO и Virgo . [24]
После нескольких лет нулевых результатов в 2015 году начали работать улучшенные детекторы. 11 февраля 2016 года коллаборация LIGO-Virgo объявила о первом наблюдении гравитационных волн , [36] [37] [38] [39] по сигналу (получившему название GW150914) . ) были обнаружены в 09:50:45 по Гринвичу 14 сентября 2015 года две черные дыры с массами 29 и 36 солнечных масс , слившиеся на расстоянии около 1,3 миллиарда световых лет от нас. За последнюю долю секунды слияния оно высвободило мощность, более чем в 50 раз превышающую мощность всех звезд наблюдаемой Вселенной вместе взятых. [40] Частота сигнала увеличивалась с 35 до 250 Гц в течение 10 циклов (5 витков), а его сила возрастала в течение периода 0,2 секунды. [37] Масса новой слившейся черной дыры составила 62 солнечных массы. Энергия, эквивалентная трем солнечным массам, была излучена в виде гравитационных волн. [41] 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 , примерно в направлении (но гораздо дальше) Магеллановых Облаков . [39] Уровень достоверности того, что это наблюдение гравитационных волн, составил 99,99994%. [41]
Годом ранее коллаборация BICEP2 заявила, что обнаружила отпечаток гравитационных волн в космическом микроволновом фоне . Однако позже они были вынуждены отказаться от этого результата. [18] [19] [42] [43]
В 2017 году Нобелевская премия по физике была присуждена Райнеру Вайсу , Кипу Торну и Барри Бэришу за роль в обнаружении гравитационных волн. [44] [45] [46]
В 2023 году NANOGrav, EPTA, PPTA и IPTA объявили, что нашли доказательства универсального фона гравитационных волн. [47] Североамериканская наногерцовая обсерватория гравитационных волн утверждает, что они были созданы в космологических масштабах времени сверхмассивными черными дырами, определяя характерную кривую Хеллингса-Даунса за 15 лет радионаблюдений 25 пульсаров. [48] Аналогичные результаты опубликованы European Pulsar Timing Array, которые заявили о значимости. Они ожидают, что значимость будет достигнута к 2025 году за счет объединения измерений нескольких коллабораций. [49] [50]
Гравитационные волны постоянно проходят мимо Земли ; однако даже самые сильные имеют незначительный эффект, а их источники обычно находятся на большом расстоянии. Например, волны, испускаемые катастрофическим окончательным слиянием GW150914 , достигли Земли, пройдя более миллиарда световых лет , как рябь в пространстве-времени , которая изменила длину 4-километрового рукава LIGO на тысячную долю ширины протона . пропорционально эквивалентно изменению расстояния до ближайшей звезды за пределами Солнечной системы на ширину одного волоса. [51] Этот крошечный эффект даже от экстремальных гравитационных волн делает их наблюдаемыми на Земле только с помощью самых сложных детекторов.
Эффекты проходящей гравитационной волны, в крайне преувеличенной форме, можно визуализировать, представив совершенно плоскую область пространства -времени с группой неподвижных пробных частиц, лежащих в плоскости, например поверхность экрана компьютера. Когда гравитационная волна проходит через частицы по линии, перпендикулярной плоскости частиц, т. е. следуя по лучу зрения наблюдателя к экрану, частицы будут следовать за искажением в пространстве-времени, колеблясь « крестообразным » образом, как показано на рисунке. в анимации. Площадь, охватываемая пробными частицами, не меняется и движение вдоль направления распространения отсутствует. [ нужна цитата ]
Колебания, изображенные в анимации, преувеличены для целей обсуждения — в действительности гравитационная волна имеет очень маленькую амплитуду (как сформулировано в линеаризованной гравитации ). Однако они помогают проиллюстрировать тип колебаний, связанных с гравитационными волнами, создаваемыми парой масс на круговой орбите . В этом случае амплитуда гравитационной волны постоянна, но ее плоскость поляризации изменяется или вращается со скоростью, вдвое превышающей орбитальную скорость, поэтому изменяющийся во времени размер гравитационной волны, или «периодическая пространственно-временная деформация», демонстрирует изменения, как показано на анимации. . [52] Если орбита масс эллиптическая, то амплитуда гравитационной волны также меняется со временем в соответствии с квадрупольной формулой Эйнштейна . [3]
Как и в случае с другими волнами , для описания гравитационной волны используется ряд характеристик:
Скорость, длина волны и частота гравитационной волны связаны уравнением c = λf , точно так же, как уравнение для световой волны . Например, показанная здесь анимация колеблется примерно раз в две секунды. Это будет соответствовать 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 «плюсовой» поляризацией, обозначаемой h + . Поляризация гравитационной волны аналогична поляризации световой волны, за исключением того, что поляризации гравитационной волны различаются на 45 градусов, а не на 90 градусов. [53] В частности, в «кросс»-поляризованной гравитационной волне h × воздействие на пробные частицы будет в основном таким же, но повернутым на 45 градусов, как показано на второй анимации. Как и в случае с поляризацией света, поляризацию гравитационных волн можно выразить через волны с круговой поляризацией . Гравитационные волны поляризованы из-за природы их источника.
В общих чертах, гравитационные волны излучаются объектами, движение которых включает ускорение и его изменение, при условии, что движение не является совершенно 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 перевернется, как в случае с двумя планетами, вращающимися вокруг друг друга, он будет излучать гравитационные волны. Чем тяжелее гантель и чем быстрее она падает, тем большее гравитационное излучение она испускает. В крайнем случае, например, когда двумя грузами гантели являются массивные звезды, такие как нейтронные звезды или черные дыры, быстро вращающиеся вокруг друг друга, тогда будет выделяться значительное количество гравитационного излучения.
Несколько более подробных примеров:
С технической точки зрения, вторая производная по времени квадрупольного момента (или l -я производная по времени от l -го мультипольного момента ) тензора энергии-импульса изолированной системы должна быть ненулевой, чтобы она могла излучать гравитационное излучение. Это аналогично изменению дипольного момента заряда или тока, необходимого для излучения электромагнитного излучения .
Гравитационные волны уносят энергию от своих источников и в случае вращающихся тел это связано со спиральным или понижением орбиты. [55] [56] Представьте себе, например, простую систему двух масс – такую как система Земля-Солнце – движущуюся медленно по сравнению со скоростью света на круговых орбитах. Предположим, что эти две массы вращаются друг вокруг друга по круговой орбите в плоскости x – y . В хорошем приближении массы следуют простым кеплеровским орбитам . Однако такая орбита представляет собой изменяющийся квадрупольный момент . То есть система будет испускать 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 × 1036 джоулей , из которых только 200 ватт (джоулей в секунду) теряется из-за гравитационного излучения, что приводит к затуханию орбиты примерно на 1 × 10−15 метров в день или примерно диаметр протона . При такой скорости Земле потребовалось бы примерно 3 × 10В 13 раз больше, чем нынешний возраст Вселенной , чтобы приблизиться к Солнцу. Эта оценка не учитывает уменьшение r с течением времени, но радиус меняется очень медленно в течение большей части времени и падает на более поздних стадиях, какиначальный радиус иобщее время, необходимое для полного слияния. [57]
В более общем смысле скорость орбитального распада можно аппроксимировать формулой [58]
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 до слияния [58]
Компактные звезды, такие как белые карлики и нейтронные звезды, могут быть составляющими двойных систем. Например, пара нейтронных звезд солнечной массы на круговой орбите на расстоянии 1,89 × 108 м (189 000 км) имеет орбитальный период 1000 секунд и ожидаемый срок службы 1,30 × 10.13 секунд или около 414 000 лет. Такую систему можно было бы наблюдать с помощью LISA , если бы она находилась не слишком далеко. Существует гораздо большее количество двойных белых карликов с орбитальными периодами в этом диапазоне. Двойные белые карлики имеют массы порядка Солнца и диаметры порядка Земли. Они не смогут сблизиться намного ближе, чем на 10 000 км, прежде чем сольются и взорвутся сверхновой , что также положит конец излучению гравитационных волн. До тех пор их гравитационное излучение будет сравнимо с излучением двойной нейтронной звезды.
Когда орбита двойной нейтронной звезды распалась до 1,89 × 106 м (1890 км), оставшийся срок службы около 130 000 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 частоту, вдвое превышающую орбитальную. Незадолго до слияния спираль могла бы наблюдаться LIGO, если бы такая двойная система находилась достаточно близко. У LIGO есть всего несколько минут, чтобы наблюдать это слияние из общего времени существования на орбите, которое могло составлять миллиарды лет. В августе 2017 года LIGO и Virgo наблюдали первую спиральную двойную нейтронную звезду в GW170817 , а 70 обсерваторий совместно обнаружили ее электромагнитный аналог, килоновую звезду в галактике NGC 4993 , находящуюся на расстоянии 40 мегапарсек , испускающую короткий гамма-всплеск ( GRB 170817A ) за несколько секунд. после слияния, за которым последовал более длительный оптический переходный процесс ( AT 2017gfo ), питаемый ядрами r-процесса . Усовершенствованные детекторы LIGO должны быть способны обнаруживать такие события на расстоянии до 200 мегапарсек. В этом диапазоне ожидается порядка 40 мероприятий в год. [60]
Двойные черные дыры излучают гравитационные волны во время фаз спирали, слияния и спада. Таким образом, в начале 1990-х годов физическое сообщество сплотилось вокруг согласованных усилий по предсказанию формы гравитационных волн от этих систем с помощью Альянса Binary Black Hole Grand Challenge . [61] Наибольшая амплитуда излучения происходит во время фазы слияния, которую можно смоделировать с помощью методов численной теории относительности. [62] [63] [64] Первое прямое обнаружение гравитационных волн, GW150914 , произошло в результате слияния двух черных дыр.
Сверхновая — это кратковременное астрономическое событие , которое происходит на последних стадиях звездной эволюции жизни массивной звезды, драматическое и катастрофическое разрушение которой отмечено одним последним титаническим взрывом. Этот взрыв может произойти одним из многих способов, но во всех 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 выброшена равномерно во всех направлениях), от взрыва возникнет гравитационное излучение. Это происходит потому, что гравитационные волны генерируются изменяющимся квадрупольным моментом , который может произойти только при асимметричном движении масс. Поскольку точный механизм возникновения сверхновых не до конца понятен, смоделировать испускаемое ими гравитационное излучение непросто.
Как отмечалось выше, распределение масс будет излучать гравитационное излучение только тогда, когда между массами существует сферически асимметричное движение. Вращающаяся нейтронная звезда обычно не излучает гравитационного излучения, поскольку нейтронные звезды представляют собой очень плотные объекты с сильным гравитационным полем, которое сохраняет их почти идеальную сферическую форму. Однако в некоторых случаях на поверхности могут быть небольшие деформации, называемые «горами», которые представляют собой выступы, выступающие не более чем на 10 сантиметров (4 дюйма) над поверхностью, [65] которые делают вращение сферически асимметричным. Это придает звезде квадрупольный момент, который меняется со временем, и она будет излучать гравитационные волны, пока деформации не сгладятся.
Многие модели Вселенной предполагают, что в ранней истории Вселенной была эпоха инфляции, когда пространство расширялось во много раз за очень короткий промежуток времени. Если бы это расширение не было симметричным во всех направлениях, оно могло бы испускать гравитационное излучение, которое сегодня можно обнаружить как фон гравитационных волн . Этот фоновый сигнал слишком слаб для того, чтобы его мог наблюдать любой работающий в настоящее время детектор гравитационных волн, и считается, что могут пройти десятилетия, прежде чем такое наблюдение станет возможным.
Волны воды, 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 по мере того, как два вращающихся объекта вращаются по спирали друг к другу — угловой момент излучается гравитационными волнами.
Волны также могут переносить линейный импульс, и эта возможность имеет некоторые интересные последствия для астрофизики . [66] После слияния двух сверхмассивных черных дыр выброс линейного импульса может вызвать «удар» с амплитудой до 4000 км/с. Этого достаточно быстро, чтобы полностью выбросить сросшуюся черную дыру из родительской галактики. Даже если удар слишком мал, чтобы полностью выбросить черную дыру, он может временно удалить ее из ядра галактики, после чего она начнет колебаться вокруг центра и в конечном итоге остановится. [67] Выброшенная черная дыра также может унести с собой звездное скопление, образуя сверхкомпактную звездную систему . [68] Или она может нести газ, позволяя отдающейся черной дыре временно выглядеть как « голый квазар ». Считается, что квазар SDSS J092712.65+294344.0 содержит отдающуюся сверхмассивную черную дыру. [69]
Подобно электромагнитным волнам , гравитационные волны должны демонстрировать сдвиг длины волны и частоты из-за относительных скоростей источника и наблюдателя ( эффект Доплера ), а также из-за искажений пространства-времени , таких как космическое расширение . [ нужна цитата ] Это так, хотя гравитация сама по себе является причиной искажений пространства-времени. [ нужна цитата ] Красное смещение гравитационных волн отличается от красного смещения , вызванного гравитацией ( гравитационное красное смещение ).
В рамках квантовой теории поля гравитон — это имя, данное гипотетической элементарной частице , предположительно являющейся носителем силы , обеспечивающей гравитацию . Однако существование гравитона еще не доказано, и еще не существует научной модели , которая успешно согласовывала бы общую теорию относительности , описывающую гравитацию, и Стандартную модель , описывающую все другие фундаментальные силы . Попытки, такие как квантовая гравитация , были сделаны, но пока не приняты.
Если такая частица существует, ожидается, что она не имеет массы (поскольку гравитационная сила, по-видимому, имеет неограниченный радиус действия) и должна быть бозоном со спином -2 . Можно показать, что любое безмассовое поле со спином 2 приведет к возникновению силы, неотличимой от гравитации, потому что безмассовое поле со спином 2 должно связываться с тензором энергии-импульса (взаимодействовать с ним) так же, как это делает гравитационное поле; поэтому, если когда-либо будет открыта безмассовая частица со спином 2, это, скорее всего, будет гравитон без дальнейшего отличия от других безмассовых частиц со спином 2. [70] Такое открытие объединило бы квантовую теорию с гравитацией. [71]
Из-за слабости связи гравитации с материей гравитационные волны практически не поглощаются и не рассеиваются, даже когда перемещаются на астрономические расстояния. В частности, ожидается, что непрозрачность очень ранней Вселенной не повлияет на гравитационные волны. На этих ранних этапах пространство еще не стало «прозрачным», поэтому наблюдения, основанные на свете, радиоволнах и другом электромагнитном излучении, которые проводились в далеком прошлом, ограничены или недоступны. Таким образом, в принципе ожидается, что гравитационные волны потенциально могут предоставить множество данных наблюдений об очень ранней Вселенной. [72]
Трудность прямого обнаружения гравитационных волн означает, что одному детектору также трудно самостоятельно определить направление источника. Поэтому используются множественные детекторы как для того, чтобы отличить сигналы от другого «шума» путем подтверждения того, что сигнал не имеет земного происхождения, так и 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, чтобы со значительной точностью определить направление происхождения волны.
Только в случае с GW170814 в момент события работали три детектора, поэтому направление точно определено. Обнаружение всеми тремя инструментами привело к очень точной оценке положения источника с достоверной 90% областью всего 60 градусов 2 , что в 20 раз точнее, чем раньше. [73]
За последнее столетие в астрономии произошла революция благодаря использованию новых методов наблюдения за Вселенной. Астрономические наблюдения первоначально проводились с использованием видимого света . Галилео Галилей первым применил телескопы для улучшения этих наблюдений. Однако видимый свет представляет собой лишь небольшую часть электромагнитного спектра , и не все объекты в далекой Вселенной сильно светятся в этом конкретном диапазоне. Дополнительную информацию можно найти, например, в длинах радиоволн. Например , с помощью радиотелескопов астрономы открыли пульсары и квазары . Наблюдения в микроволновом диапазоне привели к обнаружению слабых отпечатков Большого взрыва — открытию, которое Стивен Хокинг назвал «величайшим открытием столетия, если не всех времён». Подобные достижения в наблюдениях с использованием гамма-лучей , рентгеновских лучей , ультрафиолетового и инфракрасного света также принесли новые идеи в астрономию. По мере открытия каждой из этих областей спектра совершались новые открытия, которые иначе невозможно было бы сделать. Астрономическое сообщество надеется, что то же самое справедливо и в отношении гравитационных волн. [74] [75]
Гравитационные волны обладают двумя важными и уникальными свойствами. Во-первых, нет необходимости в присутствии какого-либо типа материи поблизости, чтобы волны генерировались двойной системой незаряженных черных дыр, которая не излучала бы электромагнитного излучения. Во-вторых, гравитационные волны могут проходить сквозь любую промежуточную материю, не рассеиваясь существенно. В то время как свет от далеких звезд может блокироваться , например, межзвездной пылью , гравитационные волны будут проходить практически беспрепятственно. Эти две особенности позволяют гравитационным волнам переносить информацию об астрономических явлениях, которые до сих пор никогда не наблюдались людьми. [72]
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 [ необходимы разъяснения ] реликтовые гравитационные волны, которые, согласно теории, являются слабыми отпечатками Большого взрыва, подобными космическому микроволновому фону. . [76] На этих высоких частотах потенциально возможно, что источники могут быть «искусственными» [14] , то есть гравитационными волнами, генерируемыми и обнаруженными в лаборатории. [77] [78]
Предполагается, что сверхмассивная черная дыра , образовавшаяся в результате слияния черных дыр в центре двух сливающихся галактик, обнаруженная космическим телескопом Хаббл , была выброшена из центра слияния гравитационными волнами. [79] [80]
Хотя волны от системы Земля-Солнце незначительны, астрономы могут указать на другие источники, излучение которых должно быть значительным. Одним из важных примеров является двойная система Халса-Тейлора – пара звезд, одна из которых является пульсаром . [82] Характеристики их орбиты можно определить по доплеровскому смещению радиосигналов, излучаемых пульсаром. Размер каждой из звезд составляет около 1,4 M ☉ , а размер их орбит составляет около 1/75 орбиты Земля–Солнце , что всего в несколько раз превышает диаметр нашего собственного Солнца. Сочетание большей массы и меньшего расстояния означает, что энергия, выделяемая двойной системой Халса-Тейлора, будет намного больше, чем энергия, выделяемая системой Земля-Солнце, - примерно в 10 22 раза больше.
Информация об орбите может быть использована для прогнозирования того, 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, а период обращения уменьшается. Результирующая траектория каждой звезды представляет собой спираль, спираль с уменьшающимся радиусом. Общая теория относительности точно описывает эти траектории; в частности, энергия, излучаемая гравитационными волнами, определяет скорость уменьшения периода, определяемого как интервал времени между последовательными периастрами (точками наибольшего сближения двух звезд). Для пульсара Халса-Тейлора прогнозируемое текущее изменение радиуса составляет около 3 мм на орбиту, а изменение периода 7,75 часа составляет около 2 секунд в год. После предварительного наблюдения, показывающего потерю орбитальной энергии, соответствующую гравитационным волнам, [31] тщательные временные наблюдения Тейлора и Джоэла Вайсберга резко подтвердили предсказанное уменьшение периода с точностью до 10%. [83] Благодаря улучшенным статистическим данным, полученным за более чем 30 лет с момента открытия пульсара, наблюдаемое изменение орбитального периода в настоящее время соответствует предсказанию гравитационного излучения, принятому общей теорией относительности, с точностью до 0,2 процента. [84] В 1993 году, отчасти вдохновленный 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». [85] Срок жизни этой бинарной системы от настоящего момента до слияния оценивается в несколько сотен миллионов лет. [86]
Спирали являются очень важными источниками 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 приближаются друг к другу, 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. [87]
Единственная трудность заключается в том, что большинство систем, таких как двойная система Халса–Тейлора, находятся очень далеко. Амплитуда волн, излучаемых двойной системой Халса-Тейлора на Земле, будет примерно h ≈ 10 −26 . Однако астрофизики ожидают обнаружить некоторые источники, которые производят гораздо большие амплитуды h ≈ 10 −20 . Было обнаружено по крайней мере восемь других двойных пульсаров. [88]
Гравитационные волны нелегко обнаружить. Когда они достигают Земли, они имеют небольшую амплитуду и деформацию примерно 10 −21 , а это означает, что необходим чрезвычайно чувствительный детектор и что другие источники шума могут подавить сигнал. [89] Ожидается, что гравитационные волны будут иметь частоты 10 −16 Гц < f < 10 4 Гц. [90]
.svg/1280px-LIGO_schematic_(multilang).svg.png)
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 породила. Любое такое прямое обнаружение осложняется чрезвычайно малым воздействием волн на детектор. Амплитуда сферической волны будет падать обратно пропорционально расстоянию от источника (член 1/ R в формулах для h выше). Таким образом, даже волны от экстремальных систем, таких как сливающиеся двойные черные дыры, затухают до очень малых амплитуд к тому времени, когда достигают Земли. Астрофизики ожидают, что некоторые гравитационные волны, проходящие через Землю, могут достигать h ≈ 10 −20 , но обычно не больше. [91]
Простое устройство, теоретически предназначенное для обнаружения ожидаемого волнового движения, называется стержнем Вебера — большим твердым металлическим стержнем, изолированным от внешних вибраций. Этот тип приборов был первым типом детектора гравитационных волн. Деформации в космосе, вызванные падающей гравитационной волной, возбуждают резонансную частоту стержня и, таким образом, могут быть усилены до обнаруживаемых уровней. Можно предположить, что 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. Его результаты, однако, были оспорены в 1974 году физиками Ричардом Гарвином и Дэвидом Дугласом . Современные формы стержня Вебера до сих пор эксплуатируются с криогенным охлаждением и сверхпроводящими квантовыми интерференционными устройствами для обнаружения вибрации. Бары Вебера недостаточно чувствительны, чтобы обнаружить что-либо, кроме чрезвычайно мощных гравитационных волн. [92]
MiniGRAIL — это сферическая гравитационно-волновая антенна, использующая этот принцип. Он расположен в Лейденском университете и состоит из тщательно обработанной сферы массой 1150 кг, криогенно охлажденной до 20 милликельвинов. [93] Сферическая конфигурация обеспечивает одинаковую чувствительность во всех направлениях и несколько экспериментально проще, чем более крупные линейные устройства, требующие высокого вакуума. События обнаруживаются путем измерения деформации сферы детектора . MiniGRAIL обладает высокой чувствительностью в диапазоне 2–4 кГц и подходит для обнаружения гравитационных волн, возникающих в результате нестабильности вращающихся нейтронных звезд или слияний небольших черных дыр. [94]
В настоящее время существует два детектора, ориентированных на верхний конец спектра гравитационных волн (от 10 -7 до 10 5 Гц): один в Университете Бирмингема , Англия, [95] и другой в INFN Генуи, Италия. Третий находится в стадии разработки в Университете Чунцина , Китай. Детектор Бирмингема измеряет изменения состояния поляризации микроволнового луча , циркулирующего по замкнутому контуру диаметром около одного метра. Ожидается, что оба детектора будут чувствительны к периодическим пространственно-временным деформациям h ~2 × 10−13 / √ Гц , выраженная как амплитудная спектральная плотность . Детектор INFN Genoa представляет собой резонансную антенну, состоящую из двух связанных сферических сверхпроводящих гармонических генераторов диаметром несколько сантиметров. Генераторы спроектированы так, чтобы иметь (в разъединенном состоянии) почти равные резонансные частоты. В настоящее время ожидается, что система будет обладать чувствительностью к периодическим деформациям пространства-времени h ~2 × 10 −17 / √ Гц с ожиданием достижения чувствительности h ~2 × 10 −20 / √ Гц . Детектор Университета Чунцина планируется обнаружить реликтовые высокочастотные гравитационные волны с предсказанными типичными параметрами ≈10 11 Гц (100 ГГц ) и h ≈10–30–10–32 . [96]
Более чувствительный класс детекторов использует лазерный интерферометр Майкельсона для измерения движения между разделенными «свободными» массами, вызванного гравитационными волнами. [97] 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 начали работать в 2015 году. В настоящее время наиболее чувствительным является LIGO – Лазерная интерферометрическая гравитационно-волновая обсерватория. У LIGO есть три детектора: один в Ливингстоне, штат Луизиана , один на площадке в Хэнфорде в Ричленде, штат Вашингтон , и третий (ранее установленный в качестве второго детектора в Хэнфорде), который планируется перевезти в Индию . Каждая обсерватория имеет два легких накопителя длиной 4 километра. Они расположены под углом 90 градусов друг к другу, при этом свет проходит через вакуумные трубки диаметром 1 м и проходит все 4 километра. Проходящая гравитационная волна слегка растянет одну руку и укоротит другую. Это движение, к которому интерферометр наиболее чувствителен.
Даже при таких длинных рукавах самые сильные гравитационные волны изменят расстояние между концами рукавов не более чем на 10–18 м . LIGO должен быть способен обнаруживать гравитационные волны размером до h ~5 × 10 −22 . Обновления до LIGO и Virgo должны еще больше повысить чувствительность. Еще один высокочувствительный интерферометр KAGRA , который находится в обсерватории Камиока в Японии, работает с февраля 2020 года. Ключевым моментом является то, что десятикратное увеличение чувствительности (радиуса «достигаемости») увеличивает объем доступного прибору пространства. в тысячу раз. Это увеличивает скорость появления обнаруживаемых сигналов с одного на десятки лет наблюдений до десятков в год. [98]
Интерферометрические детекторы ограничены на высоких частотах дробовым шумом , который возникает из-за того, что лазеры производят фотоны случайным образом; Одна из аналогий — это дождь: скорость дождя, как и интенсивность лазера, измерима, но капли дождя, как фотоны, падают в случайное время, вызывая колебания вокруг среднего значения. Это приводит к появлению шума на выходе детектора, очень похожего на радиостатический. Кроме того, при достаточно высокой мощности лазера случайный импульс, передаваемый пробным массам лазерными фотонами, раскачивает зеркала, маскируя сигналы низких частот. Тепловой шум (например, броуновское движение ) является еще одним ограничением чувствительности. Помимо этих «стационарных» (постоянных) источников шума, все наземные детекторы также ограничены на низких частотах сейсмическим шумом и другими формами вибрации окружающей среды, а также другими «нестационарными» источниками шума; скрипы механических конструкций, молнии или другие сильные электрические помехи и т. д. также могут создавать шум, маскирующий событие, или даже имитировать событие. Все это необходимо принять во внимание и исключить путем анализа, прежде чем обнаружение можно будет считать настоящим событием гравитационной волны.
Простейшие гравитационные волны имеют постоянную частоту. Волны, испускаемые вращающейся неосесимметричной нейтронной звездой, были бы примерно монохроматическими : чистый тон в акустике . В отличие от сигналов сверхновых или двойных черных дыр, эти сигналы мало изменяются по амплитуде и частоте в течение периода, в течение которого их могли бы наблюдать наземные детекторы. Однако в измеренном сигнале могут произойти некоторые изменения из-за доплеровского смещения , вызванного движением Земли. Несмотря на простоту сигналов, их обнаружение чрезвычайно затратно в вычислительном отношении из-за больших объемов данных, которые необходимо анализировать.
Проект Einstein @Home — это проект распределенных вычислений , аналогичный SETI@home , предназначенный для обнаружения гравитационных волн этого типа. Беря данные из LIGO и GEO и отправляя их небольшими порциями тысячам добровольцев для параллельного анализа на их домашних компьютерах, Einstein@Home может анализировать данные гораздо быстрее, чем это было бы возможно в противном случае. [99]
Также разрабатываются космические интерферометры, такие как LISA и DECIGO . Конструкция LISA предусматривает наличие трех испытательных масс, образующих равносторонний треугольник, при этом лазеры, передаваемые от каждого космического корабля друг к другу, образуют два независимых интерферометра. Планируется, что LISA будет занимать солнечную орбиту, следующую за Землей, причем каждая сторона треугольника будет составлять пять миллионов километров. Это помещает детектор в отличный вакуум вдали от наземных источников шума, хотя он по-прежнему будет чувствителен к теплу, дробовому шуму и артефактам, вызванным космическими лучами и солнечным ветром .
Пульсары — быстро вращающиеся звезды. Пульсар излучает лучи радиоволн, которые, как лучи маяка, проносятся по небу при вращении пульсара. Радиотелескопы могут обнаружить сигнал пульсара как серию регулярно расположенных импульсов, напоминающих тиканье часов. ГВ влияют на время, необходимое импульсам для прохождения от пульсара до телескопа на Земле. Система синхронизации пульсаров использует миллисекундные пульсары для поиска возмущений, вызванных гравитационными волнами, при измерениях времени поступления импульсов на телескоп, другими словами, для поиска отклонений в тактах часов. Для обнаружения GW массивы синхронизации пульсаров ищут четкую квадруполярную картину корреляции и антикорреляции между временем прибытия импульсов от разных пар пульсаров в зависимости от их углового разделения на небе. [102] Хотя импульсы пульсаров путешествуют в космосе сотни или тысячи лет, чтобы достичь нас, системы синхронизации пульсаров чувствительны к возмущениям во времени их прохождения, составляющим гораздо меньше миллионной доли секунды.
Наиболее вероятным источником гравитационных волн, к которым чувствительны системы синхронизации пульсаров, являются сверхмассивные двойные черные дыры, образующиеся в результате столкновения галактик. [103] Помимо отдельных двойных систем, временные массивы пульсаров чувствительны к стохастическому фону GW, состоящему из суммы GW от многих слияний галактик. Другие потенциальные источники сигналов включают космические струны и первозданный фон ГВ от космической инфляции .
В мире существует три активных проекта создания временных решеток пульсаров. Североамериканская наногерцовая обсерватория гравитационных волн использует данные, собранные радиотелескопом Аресибо и телескопом Грин-Бэнк . Австралийская система синхронизации пульсаров Паркса использует данные радиотелескопа Паркса . European Pulsar Timing Array использует данные четырех крупнейших телескопов Европы: телескопа Ловелла , радиотелескопа Вестерборк-Синтез , телескопа Эффельсберга и радиотелескопа Нанкай . Эти три группы также сотрудничают в рамках проекта International Pulsar Timing Array . [104]
В июне 2023 года НАНОГрав опубликовал данные за 15 лет, в которых содержались первые доказательства стохастического фона гравитационных волн. В частности, оно включало первое измерение кривой Хеллингса-Даунса, контрольного признака гравитационно-волнового происхождения наблюдаемого фона. [105] [106]
Первичные гравитационные волны — это гравитационные волны, наблюдаемые в космическом микроволновом фоне . Они якобы были обнаружены прибором BICEP2 , заявление было сделано 17 марта 2014 г., но было отозвано 30 января 2015 г. («сигнал можно полностью отнести к пыли в Млечном Пути» [81] ).
11 февраля 2016 года коллаборация LIGO объявила о первом наблюдении гравитационных волн по сигналу, обнаруженному в 09:50:45 по Гринвичу 14 сентября 2015 года [36] двух черных дыр с массами 29 и 36 солнечных масс , слившихся около 1,3 миллиарда масс Солнца. на расстоянии световых лет. За последнюю долю секунды слияния оно высвободило мощность, более чем в 50 раз превышающую мощность всех звезд наблюдаемой Вселенной вместе взятых. [107] Частота сигнала увеличивалась с 35 до 250 Гц в течение 10 циклов (5 витков), а его сила возрастала в течение периода 0,2 секунды. [37] Масса новой слившейся черной дыры составила 62 солнечных массы. Энергия, эквивалентная трем солнечным массам, была излучена в виде гравитационных волн. [41] 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 , примерно в направлении (но гораздо дальше) Магеллановых Облаков . [39] Гравитационные волны наблюдались в области более 5 сигм [108] (другими словами, 99,99997% шансов показать/получить один и тот же результат), вероятность обнаружения достаточна для того, чтобы быть оценена/расценена как доказательство/ доказательство в эксперименте статистической физики . [109]
С тех пор LIGO и Virgo сообщили о большем количестве наблюдений гравитационных волн от слияния 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 переходного процесса GW170817 , произошедшего 17 августа 2017 года, позволило ограничить массы участвующих нейтронных звезд между 0,86 и 2,26 масс Солнца. Дальнейший анализ позволил еще больше ограничить значения масс интервалом 1,17–1,60 солнечных масс, при этом измеренная общая масса системы составила 2,73–2,78 солнечных масс. Включение детектора Virgo в программу наблюдения позволило улучшить локализацию источника в 10 раз. Это, в свою очередь, облегчило электромагнитное наблюдение за событием. В отличие от случая слияния двойных черных дыр, ожидалось, что слияния двойных нейтронных звезд дадут электромагнитный аналог, то есть световой сигнал, связанный с событием. Гамма-всплеск ( GRB 170817A ) был обнаружен космическим гамма-телескопом Ферми , произошедшим через 1,7 секунды после транзиента гравитационной волны. Сигнал, возникший вблизи галактики NGC 4993 , был связан со слиянием нейтронных звезд. Это было подтверждено электромагнитным наблюдением за событием ( AT 2017gfo ), в котором приняли участие 70 телескопов и обсерваторий и были получены наблюдения в большой области электромагнитного спектра, что еще раз подтвердило природу нейтронных звезд слившихся объектов и связанных с ними килоновых . [110] [111]
В 2021 году в Astrophysical Journal Letters было опубликовано сообщение об обнаружении первых двух двойных нейтронных звезд и черных дыр детекторами LIGO и VIRGO, что позволило впервые установить границы количества таких систем. До гравитационных наблюдений ни одна двойная нейтронная звезда-черная дыра не наблюдалась обычными средствами. [8]
В 1964 г. Л. Халперн и Б. Лоран теоретически доказали, что в атомах возможны гравитационные электронные переходы со спином 2. По сравнению с электрическими и магнитными переходами вероятность излучения чрезвычайно мала. Обсуждалось стимулированное излучение для повышения эффективности процесса. Из-за отсутствия зеркал или резонаторов для гравитационных волн они определили, что однопроходный ГАЗЕР (разновидность лазера, излучающего гравитационные волны) практически невозможен. [112]
В 1998 г. возможность иной реализации приведенного выше теоретического анализа была предложена Джорджио Фонтана. Требуемая когерентность для практического GASER может быть получена с помощью куперовских пар в сверхпроводниках , которые характеризуются макроскопической коллективной волновой функцией. Купратные высокотемпературные сверхпроводники характеризуются наличием s- и d-волн [113] куперовских пар. Переходы между s-волной и d-волной представляют собой гравитационный спин-2. Нарушение равновесных условий можно вызвать путем введения куперовских пар s-волны из низкотемпературного сверхпроводника, например свинца или ниобия , который представляет собой чистую s-волну, с помощью джозефсоновского перехода с высоким критическим током. Механизм усиления можно описать как эффект сверхизлучения , и 10 кубических сантиметров купратного высокотемпературного сверхпроводника кажутся достаточными для правильной работы механизма. Подробное описание подхода можно найти в книге «Высокотемпературные сверхпроводники как квантовые источники гравитационных волн: ВТСП ГАЗЕР». Глава 3 этой книги. [114]
В эпизоде русского научно-фантастического романа Аркадия и Бориса Стругацких «Космический ученик» 1962 года показан эксперимент по наблюдению за распространением гравитационных волн за счет уничтожения куска астероида 15 Юномия размером с гору Эверест . [115]
В романе Станислава Лема « Фиаско» 1986 года «гравитационная пушка» или «грацер» (усиление гравитации за счет коллимированного резонансного излучения) используется для изменения формы коллапсара, чтобы главные герои могли использовать крайние релятивистские эффекты и совершить межзвездное путешествие.
В романе Грега Игана « Диаспора» 1997 года анализ гравитационно-волнового сигнала от спирали близлежащей двойной нейтронной звезды показывает, что ее столкновение и слияние неизбежны, подразумевая, что большой гамма-всплеск столкнется с Землей.
В серии «Воспоминание о прошлом Земли» Лю Цысиня 2006 года гравитационные волны используются в качестве сигнала межзвездного вещания, который служит центральной точкой сюжета в конфликте между цивилизациями внутри галактики.
{{cite book}}: |website=игнорируется ( помощь )
