Гравитационные волны — это кратковременные смещения в гравитационном поле , создаваемые относительным движением гравитирующих масс, которые распространяются от своего источника со скоростью света . [1] Впервые они были предложены Оливером Хевисайдом в 1893 году, а затем Анри Пуанкаре в 1905 году как гравитационный эквивалент электромагнитных волн . [2] В 1916 году [3] [4] Альберт Эйнштейн продемонстрировал, что гравитационные волны являются результатом его общей теории относительности в виде ряби в пространстве-времени . [5] [6]
Гравитационные волны переносят энергию как гравитационное излучение , форму лучистой энергии, похожую на электромагнитное излучение . [7] Закон всемирного тяготения Ньютона , часть классической механики , не предусматривает их существования, вместо этого утверждая, что гравитация имеет мгновенный эффект везде. Таким образом, гравитационные волны являются важным релятивистским явлением, которое отсутствует в ньютоновской физике.
В гравитационно-волновой астрономии наблюдения гравитационных волн используются для получения данных об источниках гравитационных волн. Источники, которые можно изучать таким образом, включают двойные звездные системы, состоящие из белых карликов , нейтронных звезд , [8] [9] и черных дыр ; такие события, как сверхновые ; и формирование ранней Вселенной вскоре после Большого взрыва .
Первое косвенное доказательство существования гравитационных волн было получено в 1974 году из наблюдаемого орбитального распада двойного пульсара Халса-Тейлора , который соответствовал распаду, предсказанному общей теорией относительности, поскольку энергия теряется в гравитационном излучении. В 1993 году Рассел А. Халс и Джозеф Хутон Тейлор-младший получили Нобелевскую премию по физике за это открытие.
Первое прямое наблюдение гравитационных волн было сделано в 2015 году, когда сигнал, порожденный слиянием двух черных дыр, был получен детекторами гравитационных волн LIGO в Ливингстоне, Луизиана, и в Ханфорде, Вашингтон. Нобелевская премия по физике 2017 года была впоследствии присуждена Райнеру Вайссу , Кипу Торну и Барри Баришу за их роль в прямом обнаружении гравитационных волн.
В общей теории относительности Альберта Эйнштейна гравитация рассматривается как явление, возникающее в результате искривления пространства-времени . Это искривление вызвано наличием массы. Если массы движутся, кривизна пространства-времени изменяется. Если движение не является сферически симметричным, оно может вызывать гравитационные волны, которые будут распространяться со скоростью света . [10]
Когда гравитационная волна проходит мимо наблюдателя, этот наблюдатель обнаружит, что пространство-время искажено эффектами деформации . Расстояния между объектами увеличиваются и уменьшаются ритмично по мере прохождения волны, с частотой, равной частоте волны. Величина этого эффекта обратно пропорциональна расстоянию (не квадрату расстояния) от источника. [11] : 227
Спиральные двойные нейтронные звезды , как предсказывают, являются мощным источником гравитационных волн, поскольку они сливаются, из-за очень большого ускорения их масс, поскольку они вращаются близко друг к другу. Однако из-за астрономических расстояний до этих источников, эффекты при измерении на Земле, как предсказывают, будут очень малыми, имея напряжения менее 1 части в 10 20 .
Ученые демонстрируют существование этих волн с помощью высокочувствительных детекторов в нескольких местах наблюдения. По состоянию на 2012 год [update]обсерватории LIGO и VIRGO были самыми чувствительными детекторами, работающими с разрешением около одной части в5 × 10 22 . [12] Японский детектор KAGRA был завершен в 2019 году; его первое совместное обнаружение с LIGO и VIRGO было сообщено в 2021 году. [13] Другой европейский наземный детектор, телескоп Эйнштейна , находится в стадии разработки. Космическая обсерватория, Laser Interferometer Space Antenna (LISA), также разрабатывается Европейским космическим агентством .
Гравитационные волны не взаимодействуют с материей так сильно, как электромагнитное излучение. [1] : 33–34 Это позволяет наблюдать события, связанные с экзотическими объектами в далекой Вселенной, которые невозможно наблюдать более традиционными средствами, такими как оптические телескопы или радиотелескопы ; соответственно, гравитационно-волновая астрономия дает новое понимание того, как работает Вселенная. [1] : 36–40
В частности, гравитационные волны могут представлять интерес для космологов, 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. [14] 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 могут быть обнаружены с помощью массивов пульсарных хронометров. В этой технике хронометраж приблизительно 100 пульсаров, широко разбросанных по всей нашей галактике, отслеживается в течение многих лет. Обнаруживаемые изменения во времени прибытия их сигналов могут быть результатом прохождения гравитационных волн, генерируемых слиянием сверхмассивных черных дыр с длинами волн, измеряемыми в световых годах. Эти изменения во времени могут быть использованы для определения источника волн. [15]
Используя эту технику, астрономы обнаружили «гул» различных слияний сверхмассивных чёрных дыр, происходящих во Вселенной. Стивен Хокинг и Вернер Израэль перечисляют различные диапазоны частот для гравитационных волн, которые могут быть обнаружены, в диапазоне от 10 −7 Гц до 10 11 Гц. [16]
Скорость гравитационных волн в общей теории относительности равна скорости света в вакууме, c . [17] В рамках специальной теории относительности константа c относится не только к свету; вместо этого она является максимально возможной скоростью для любого взаимодействия в природе. Формально c является коэффициентом перевода для изменения единицы времени в единицу пространства. [18] Это делает ее единственной скоростью, которая не зависит ни от движения наблюдателя, ни от источника света и/или гравитации.
Таким образом, скорость «света» — это также скорость гравитационных волн и, далее, скорость любой безмассовой частицы. К таким частицам относятся глюон ( носитель сильного взаимодействия), фотоны , составляющие свет (следовательно, носитель электромагнитного взаимодействия), и гипотетические гравитоны (которые являются предполагаемыми частицами поля, связанными с гравитацией; однако понимание гравитона, если таковое существует, требует пока еще недоступной теории квантовой гравитации).
В августе 2017 года детекторы LIGO и Virgo получили сигналы гравитационных волн почти в то же время, когда спутники гамма-излучения и оптические телескопы увидели сигналы от источника, расположенного на расстоянии около 130 миллионов световых лет. [19]
Возможность существования гравитационных волн и то, что они могут распространяться со скоростью света, обсуждалось в 1893 году Оливером Хевисайдом , который использовал аналогию между законом обратных квадратов гравитации и электростатической силой . [23] В 1905 году Анри Пуанкаре предложил гравитационные волны, исходящие от тела и распространяющиеся со скоростью света, как того требуют преобразования Лоренца [24] , и предположил, что по аналогии с ускоряющимся электрическим зарядом, создающим электромагнитные волны , ускоренные массы в релятивистской полевой теории гравитации должны создавать гравитационные волны. [25] [26]
В 1915 году Эйнштейн опубликовал свою общую теорию относительности , полную релятивистскую теорию гравитации. Он предположил, как и Пуанкаре, что уравнение будет производить гравитационные волны, но, как он упоминает в письме Шварцшильду в феврале 1916 года, [26] они не могут быть похожи на электромагнитные волны. Электромагнитные волны могут быть созданы дипольным движением, требующим как положительного, так и отрицательного заряда. Гравитация не имеет эквивалента отрицательному заряду. Эйнштейн продолжал работать над сложностью уравнений общей теории относительности, чтобы найти альтернативную волновую модель. Результат был опубликован в июне 1916 года, [4] и там он пришел к выводу, что гравитационная волна должна распространяться со скоростью света, и на самом деле должно быть три типа гравитационных волн, названных Германом Вейлем продольно-продольными, поперечно-продольными и поперечно-поперечными . [26]
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 могли распространяться с любой скоростью, выбрав соответствующие координаты, что привело Эддингтона к шутке, что они «распространяются со скоростью мысли». [27] : 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 статью в Physical Review , в которой они утверждали, что гравитационные волны не могут существовать в полной общей теории относительности, потому что любое такое решение уравнений поля имело бы сингулярность. Журнал отправил их рукопись на рецензирование Говарду П. Робертсону , который анонимно сообщил, что рассматриваемые сингулярности были просто безвредными координатными сингулярностями используемых цилиндрических координат. Эйнштейн, который не был знаком с концепцией рецензирования, в гневе отозвал 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, что критика была правильной, и статья была переписана с противоположным выводом и опубликована в другом месте. [26] [27] : 79ff В 1956 году Феликс Пирани исправил путаницу, вызванную использованием различных систем координат, перефразировав гравитационные волны в терминах явно наблюдаемого тензора кривизны Римана . [28]
В то время работа Пирани была в тени сосредоточенности сообщества на другом вопросе: могут ли гравитационные волны передавать энергию . Этот вопрос был решен мысленным экспериментом, предложенным Ричардом Фейнманом во время первой конференции «GR» в Чапел-Хилл в 1957 году. Короче говоря, его аргумент, известный как « аргумент липкой бусины », гласит, что если взять стержень с бусинами, то эффект проходящей гравитационной волны будет заключаться в перемещении бусин вдоль стержня; трение затем будет производить тепло, подразумевая, что проходящая волна выполнила работу . Вскоре после этого Герман Бонди опубликовал подробную версию «аргумента липкой бусины». [26] Это позже привело к серии статей (1959–1989) Бонди и Пирани, которые установили существование решений в виде плоских волн для гравитационных волн. [29]
Поль Дирак далее постулировал существование гравитационных волн, заявив, что они имеют «физическое значение» в своей лекции 1959 года на встречах в Линдау . [30] Кроме того, именно Дирак предсказал гравитационные волны с четко определенной плотностью энергии в 1964 году. [31]
После конференции в Чапел-Хилл Джозеф Вебер начал проектировать и строить первые детекторы гравитационных волн, теперь известные 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 Млечным Путем истощит нашу галактику за время, намного меньшее, чем ее предполагаемый возраст. Эти сомнения усилились, когда к середине 1970-х годов повторные эксперименты других групп, строящих свои собственные стержни Вебера по всему миру, не смогли обнаружить никаких сигналов, и к концу 1970-х годов консенсус был в том, что результаты Вебера были ложными. [26]
В тот же период были обнаружены первые косвенные доказательства существования гравитационных волн. В 1974 году Рассел Алан Халс и Джозеф Хутон Тейлор-младший открыли первый двойной пульсар , за что получили Нобелевскую премию по физике 1993 года . [32] Наблюдения за временем пульсара в течение следующего десятилетия показали постепенное уменьшение орбитального периода пульсара Халса-Тейлора, что соответствовало потере энергии и углового момента в гравитационном излучении, предсказанной общей теорией относительности. [33] [34] [26]
Это косвенное обнаружение гравитационных волн мотивировало дальнейшие поиски, 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 лазерного интерферометра для этого, по-видимому, была высказана независимо разными людьми, включая М. Е. Герценштейна и В. И. Пустовойта в 1962 году [35] и Владимира Б. Брагинского в 1966 году. Первые прототипы были разработаны в 1970-х годах Робертом Л. Форвардом и Райнером Вайсом. [36] [37] В последующие десятилетия были построены все более чувствительные приборы, кульминацией которых стало создание GEO600 , LIGO и Virgo . [26]
После многих лет нулевых результатов в 2015 году были введены в эксплуатацию усовершенствованные детекторы. 11 февраля 2016 года коллаборации LIGO-Virgo объявили о первом наблюдении гравитационных волн [ 38] [39] [40] [41] из сигнала (получившего название GW150914 ), обнаруженного в 09:50:45 по Гринвичу 14 сентября 2015 года от двух черных дыр с массами 29 и 36 солнечных масс , сливающихся на расстоянии около 1,3 миллиарда световых лет. В течение последней доли секунды слияния было высвобождено более чем в 50 раз больше мощности всех звезд в наблюдаемой Вселенной вместе взятых. [42] Частота сигнала увеличилась с 35 до 250 Гц за 10 циклов (5 орбит), поскольку его сила росла в течение 0,2 секунды. [39] Масса новой объединенной черной дыры составила 62 солнечных массы. Энергия, эквивалентная трем солнечным массам, была испущена в виде гравитационных волн. [43] Сигнал был обнаружен обоими детекторами LIGO в Ливингстоне и Ханфорде 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 . [41] Уровень достоверности того, что это наблюдение гравитационных волн, составил 99,99994%. [43]
Годом ранее коллаборация BICEP2 заявила, что обнаружила след гравитационных волн в космическом микроволновом фоне . Однако позже они были вынуждены отказаться от этого результата. [20] [21] [44] [45]
В 2017 году Нобелевская премия по физике была присуждена Райнеру Вайссу , Кипу Торну и Барри Баришу за их роль в обнаружении гравитационных волн. [46] [47] [48]
В 2023 году NANOGrav, EPTA, PPTA и IPTA объявили, что нашли доказательства существования универсального гравитационного волнового фона . [49] Североамериканская наногерцовая обсерватория гравитационных волн утверждает, что они были созданы в космологических временных масштабах сверхмассивными черными дырами, идентифицируя характерную кривую Хеллингса-Даунса за 15 лет радионаблюдений 25 пульсаров. [50] Аналогичные результаты публикует European Pulsar Timing Array, которая заявила о -значимости . Они ожидают, что -значимость будет достигнута к 2025 году путем объединения измерений нескольких коллабораций. [51] [52]
Гравитационные волны постоянно проходят мимо Земли ; однако даже самые сильные оказывают незначительное воздействие, а их источники, как правило, находятся на большом расстоянии. Например, волны, испущенные катастрофическим финальным слиянием GW150914, достигли Земли, проделав путь более миллиарда световых лет , как рябь в пространстве-времени , которая изменила длину 4-километрового рукава LIGO на тысячную часть ширины протона , что пропорционально эквивалентно изменению расстояния до ближайшей звезды за пределами Солнечной системы на ширину одного волоса. [53] 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 себе совершенно плоскую область пространства-времени с группой неподвижных тестовых частиц, лежащих на плоскости, например, на поверхности экрана компьютера. Когда гравитационная волна проходит через частицы вдоль линии, перпендикулярной плоскости частиц, т. е. следуя линии зрения наблюдателя на экран, частицы будут следовать искажению в пространстве-времени, колеблясь « крестообразным » образом, как показано на анимациях. Область, ограниченная тестовыми частицами, не изменяется, и нет никакого движения вдоль направления распространения. [ необходима цитата ]
Колебания, изображенные в анимации, преувеличены для целей обсуждения — в действительности гравитационная волна имеет очень малую амплитуду (как сформулировано в линеаризованной гравитации ). Однако они помогают проиллюстрировать вид 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 с удвоенной орбитальной скоростью, поэтому изменяющийся во времени размер гравитационной волны, или «периодическая пространственно-временная деформация», демонстрирует изменение, как показано в анимации. [54] Если орбита масс эллиптическая, то амплитуда гравитационной волны также изменяется со временем в соответствии с квадрупольной формулой Эйнштейна . [4]
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 , как и уравнение для световой волны . Например, показанные здесь анимации колеблются примерно раз в две секунды. Это соответствовало бы частоте 0,5 Гц и длине волны около 600 000 км, или 47 диаметров Земли.
В приведенном выше примере предполагается, что волна линейно поляризована с поляризацией «плюс», записанной h + . Поляризация гравитационной волны похожа на поляризацию световой волны, за исключением того, что поляризации гравитационной волны находятся на расстоянии 45 градусов друг от друга, а не 90 градусов. [55] В частности, в «перекрестно» поляризованной гравитационной волне, h × , воздействие на тестовые частицы будет в основном таким же, но повернутым на 45 градусов, как показано во второй анимации. Так же, как и в случае с поляризацией света, поляризации гравитационных волн также могут быть выражены в терминах кругово поляризованных волн. Гравитационные волны поляризованы из-за природы их источника.
В общих чертах, гравитационные волны излучаются большими, когерентными движениями огромной массы, особенно в регионах, где гравитация настолько сильна, что ньютоновская гравитация начинает давать сбой. [57] : 380
Эффект не происходит в чисто сферически симметричной системе. [10] Простым примером этого принципа является вращающаяся гантель . Если гантель вращается вокруг своей оси симметрии, она не будет излучать гравитационные волны; если она кувыркается с одного конца на другой, как в случае двух планет, вращающихся друг вокруг друга, она будет излучать гравитационные волны. Чем тяжелее гантель и чем быстрее она кувыркается, тем больше гравитационное излучение она испускает. В экстремальном случае, например, когда два груза гантели являются массивными звездами, такими как нейтронные звезды или черные дыры, быстро вращающимися вокруг друг друга, то будет испускаться значительное количество гравитационного излучения.
Еще несколько подробных примеров:
Более технически, вторая производная по времени квадрупольного момента (или l -я производная по времени l - го мультипольного момента ) тензора энергии-импульса изолированной системы должна быть ненулевой, чтобы она могла испускать гравитационное излучение. Это аналогично изменению дипольного момента заряда или тока, необходимого для испускания электромагнитного излучения .
Гравитационные волны уносят энергию от своих источников, и в случае орбитальных тел это связано с закручиванием в спираль или уменьшением орбиты. [58] [59] Представьте себе, например, простую систему из двух масс — например, систему Земля–Солнце — движущихся медленно по сравнению со скоростью света по круговым орбитам. 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 через гравитационное излучение 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 уменьшению 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 текущий возраст Вселенной, чтобы свернуть на Солнце. Эта оценка не учитывает уменьшение r со временем, но радиус меняется медленно большую часть времени и резко падает на более поздних стадиях, какиначальный радиус иобщее время, необходимое для полного слияния. [60]
В более общем смысле скорость орбитального распада можно приблизительно оценить по формуле [61]
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 слияния [61]
Компактные звезды, такие как белые карлики и нейтронные звезды, могут быть составными частями двойных звезд. Например, пара нейтронных звезд солнечной массы на круговой орбите на расстоянии 1,89 × 108 м (189 000 км) имеет орбитальный период 1000 секунд и ожидаемое время жизни 1,30 × 1013 секунд или около 414 000 лет. Такую систему мог бы наблюдать LISA, если бы она не была 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 могут приблизиться друг к другу на расстояние более 10 000 км, прежде чем сольются и взорвутся в сверхновой, что также положит конец испусканию гравитационных волн. До тех пор их гравитационное излучение будет сопоставимо с излучением двойной нейтронной звезды.
Когда орбита двойной нейтронной звезды уменьшилась до 1,89 × 106 м (1890 км), его оставшееся время жизни составляет около 130 000 секунд или 36 часов. Орбитальная частота будет варьироваться от 1 орбиты в секунду в начале до 918 орбит в секунду, когда орбита сократится до 20 км при слиянии. Большая часть испускаемого гравитационного излучения будет иметь удвоенную орбитальную частоту. Непосредственно перед слиянием спираль могла бы наблюдаться LIGO, если бы такая двойная была достаточно близко. У LIGO есть всего несколько минут, чтобы наблюдать это слияние из общего времени орбитальной жизни, которое может составлять миллиарды лет. В августе 2017 года LIGO и Virgo наблюдали первую двойную нейтронную звезду, спиральную в GW170817 , и 70 обсерваторий объединились, чтобы обнаружить электромагнитный аналог, килоновую в галактике NGC 4993 , на расстоянии 40 мегапарсеков , испускающую короткий гамма-всплеск ( GRB 170817A ) через несколько секунд после слияния, за которым последовал более длительный оптический транзиент ( AT 2017gfo ), вызванный ядрами r-процесса . Усовершенствованные детекторы LIGO должны быть способны обнаруживать такие события на расстоянии до 200 мегапарсеков; на этом расстоянии можно ожидать около 40 обнаружений в год. [63]
Двойные черные дыры испускают гравитационные волны во время фаз слияния, закручивания и спуска. Поэтому в начале 1990-х годов физическое сообщество объединилось вокруг согласованных усилий по прогнозированию волновых форм гравитационных волн от этих систем с помощью Binary Black Hole Grand Challenge Alliance . [64] Наибольшая амплитуда излучения происходит во время фазы слияния, которую можно смоделировать с помощью методов численной теории относительности. [65] [66] [67] Первое прямое обнаружение гравитационных волн, GW150914 , произошло в результате слияния двух черных дыр.
Сверхновая — это кратковременное астрономическое событие , которое происходит на последних этапах звездной эволюции жизни массивной звезды, чье драматичное и катастрофическое разрушение отмечено одним последним титаническим взрывом. Этот взрыв может произойти одним из многих способов, но во всех них значительная часть материи в звезде выбрасывается в окружающее пространство на чрезвычайно высоких скоростях (до 10% от скорости света). Если только в этих взрывах нет идеальной сферической симметрии (т. е. если материя не выбрасывается равномерно во всех направлениях), от взрыва будет гравитационное излучение. Это происходит потому, что гравитационные волны генерируются изменяющимся квадрупольным моментом , что может происходить только при асимметричном движении масс. Поскольку точный механизм, посредством которого происходят сверхновые, не полностью понятен, нелегко моделировать гравитационное излучение, испускаемое ими.
Как отмечено выше, распределение масс будет испускать гравитационное излучение только тогда, когда есть сферически асимметричное движение среди масс. Вращающаяся нейтронная звезда, как правило, не будет испускать гравитационное излучение, потому что нейтронные звезды являются очень плотными объектами с сильным гравитационным полем, которое сохраняет их почти идеально сферическими. В некоторых случаях, однако, могут быть небольшие деформации на поверхности, называемые «горами», которые представляют собой выпуклости, выступающие не более чем на 10 сантиметров (4 дюйма) над поверхностью, [68], которые делают вращение сферически асимметричным. Это дает звезде квадрупольный момент, который меняется со временем, и она будет испускать гравитационные волны, пока деформации не сгладятся.
Многие модели Вселенной предполагают, что в ранней истории Вселенной была инфляционная эпоха, когда пространство расширялось в большой степени за очень короткий промежуток времени. Если бы это расширение не было симметричным во всех направлениях, оно могло бы испускать гравитационное излучение, обнаруживаемое сегодня как фон гравитационных волн . Этот фоновый сигнал слишком слаб для любого работающего в настоящее время детектора гравитационных волн, чтобы его наблюдать, и считается, что могут пройти десятилетия, прежде чем такое наблюдение будет сделано.
Водяные волны, звуковые волны и электромагнитные волны способны переносить энергию , импульс и момент импульса , и тем самым уносят их от источника. [1] Гравитационные волны выполняют ту же функцию. Так, например, двойная система теряет момент импульса, когда два вращающихся объекта движутся по спирали друг к другу – момент импульса излучается гравитационными волнами.
Волны также могут переносить линейный импульс, что имеет некоторые интересные последствия для астрофизики . [69] После слияния двух сверхмассивных черных дыр испускание линейного импульса может создать «толчок» с амплитудой до 4000 км/с. Этого достаточно, чтобы полностью выбросить слившуюся черную дыру из ее галактики-хозяина. 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, в конечном итоге приходя в состояние покоя. [70] Выброшенная черная дыра также может нести с собой звездное скопление, образуя гиперкомпактную звездную систему . [71] Или она может нести газ, позволяя отскакивающей черной дыре временно выглядеть как « голый квазар ». Считается, что квазар SDSS J092712.65+294344.0 содержит отскакивающую сверхмассивную черную дыру. [72]
Подобно электромагнитным волнам , гравитационные волны должны демонстрировать смещение длины волны и частоты из-за относительных скоростей источника и наблюдателя ( эффект Доплера ), а также из-за искажений пространства-времени , таких как космическое расширение . [1] [73] Красное смещение гравитационных волн отличается от красного смещения из-за гравитации ( гравитационное красное смещение ).
В рамках квантовой теории поля гравитон — это название гипотетической элементарной частицы, которая , как предполагается, является носителем силы , передающей гравитацию . Однако существование гравитона пока не доказано, и пока не существует научной модели , которая успешно примиряет общую теорию относительности , описывающую гравитацию, и Стандартную модель , описывающую все другие фундаментальные силы . Попытки, такие как квантовая гравитация , были предприняты, но пока не приняты.
Если такая частица существует, ожидается, что она будет безмассовой (потому что гравитационная сила, по-видимому, имеет неограниченный радиус действия) и должна быть бозоном со спином -2 . Можно показать, что любое безмассовое поле со спином 2 породит силу, неотличимую от гравитации, поскольку безмассовое поле со спином 2 должно связываться (взаимодействовать) с тензором энергии-импульса таким же образом, как это делает гравитационное поле; поэтому, если когда-либо будет обнаружена безмассовая частица со спином 2, это, скорее всего, будет гравитон без дальнейшего отличия от других безмассовых частиц со спином 2. [74] Такое открытие объединило бы квантовую теорию с гравитацией. [75]
Из-за слабости связи гравитации с материей гравитационные волны испытывают очень мало поглощения или рассеивания, даже когда они распространяются на астрономические расстояния. В частности, ожидается, что гравитационные волны не будут затронуты непрозрачностью очень ранней Вселенной. На этих ранних этапах пространство еще не стало «прозрачным», поэтому наблюдения, основанные на свете, радиоволнах и другом электромагнитном излучении, которые уходят далеко в прошлое, ограничены или недоступны. Поэтому ожидается, что гравитационные волны в принципе имеют потенциал для предоставления множества наблюдательных данных об очень ранней Вселенной. [76]
Трудность прямого обнаружения гравитационных волн означает, что одному детектору также трудно самостоятельно определить направление источника. Поэтому используются несколько детекторов, как для того, чтобы отличить сигналы от другого «шума», подтверждая, что сигнал не имеет земного происхождения, так и для определения направления с помощью триангуляции . Этот метод использует 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 прибытия может составлять всего несколько миллисекунд , этого достаточно, чтобы определить направление происхождения волны со значительной точностью.
Только в случае GW170814 во время события работали три детектора, поэтому направление точно определено. Обнаружение всеми тремя приборами привело к очень точной оценке положения источника с 90%-ной достоверной областью всего в 60 градусов 2 , что на 20 раз точнее, чем раньше. [77]
В течение прошлого столетия астрономия была революционизирована использованием новых методов наблюдения за Вселенной. Астрономические наблюдения изначально проводились с использованием видимого света . Галилео Галилей был пионером в использовании телескопов для улучшения этих наблюдений. Однако видимый свет составляет лишь небольшую часть электромагнитного спектра , и не все объекты в далекой Вселенной ярко светят в этом конкретном диапазоне. Более подробную информацию можно найти, например, в радиоволнах. Используя радиотелескопы , астрономы открыли пульсары и квазары , например. Наблюдения в микроволновом диапазоне привели к обнаружению слабых отпечатков Большого взрыва , открытие, которое Стивен Хокинг назвал «величайшим открытием века, если не всех времен». Аналогичные достижения в наблюдениях с использованием гамма-лучей , рентгеновских лучей , ультрафиолетового света и инфракрасного света также принесли новые идеи в астрономию. По мере открытия каждой из этих областей спектра были сделаны новые открытия, которые не могли быть сделаны в противном случае. Астрономическое сообщество надеется, что то же самое справедливо и для гравитационных волн. [78] [79]
Гравитационные волны обладают двумя важными и уникальными свойствами. Во-первых, нет необходимости в присутствии какого-либо типа материи поблизости для того, чтобы волны были сгенерированы двойной системой незаряженных черных дыр, которые не испускали бы электромагнитного излучения. Во-вторых, гравитационные волны могут проходить через любую промежуточную материю без значительного рассеивания. 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 переносить информацию об астрономических явлениях, которые до сих пор никогда не наблюдались людьми. [76]
Источники гравитационных волн, описанные выше, находятся в низкочастотном конце спектра гравитационных волн (от 10 −7 до 10 5 Гц). Астрофизический источник в высокочастотном конце спектра гравитационных волн (выше 10 5 Гц и, вероятно, 10 10 Гц) генерирует [ необходимо разъяснение ] реликтовые гравитационные волны, которые теоретически являются слабыми отпечатками Большого взрыва, такими как космический микроволновый фон. [80] На этих высоких частотах потенциально возможно, что источники могут быть «искусственными» [16], то есть гравитационные волны, сгенерированные и обнаруженные в лабораторных условиях. [81] [82]
Сверхмассивная черная дыра , созданная в результате слияния черных дыр в центре двух сливающихся галактик, обнаруженных космическим телескопом Хаббл , предположительно была выброшена из центра слияния гравитационными волнами. [83] [84]
Хотя волны от системы Земля–Солнце ничтожно малы, астрономы могут указать на другие источники, для которых излучение должно быть существенным. Одним из важных примеров является двойная система Халса–Тейлора — пара звезд, одна из которых является пульсаром . [86] Характеристики их орбиты можно вывести из доплеровского смещения радиосигналов, испускаемых пульсаром. Каждая из звезд имеет массу около 1,4 M ☉ , а размер их орбит составляет около 1/75 орбиты Земля–Солнце , что всего в несколько раз больше диаметра нашего Солнца. Сочетание больших масс и меньшего разделения означает, что энергия, испускаемая двойной системой Халса–Тейлора, будет намного больше энергии, испускаемой системой Земля–Солнце — примерно в 10 22 раз больше.
Информация об орбите может быть использована для прогнозирования того, сколько энергии (и углового момента) будет излучаться в форме гравитационных волн. По мере того, как двойная система теряет энергию, звезды постепенно сближаются друг с другом, и орбитальный период уменьшается. Результирующая траектория каждой звезды является инспиральной, спиралью 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 предсказанное текущее изменение радиуса составляет около 3 мм за орбиту, а изменение периода 7,75 часов составляет около 2 секунд в год. После предварительного наблюдения, показывающего потерю орбитальной энергии, согласующуюся с гравитационными волнами, [33] тщательные временные наблюдения Тейлора и Джоэла Вайсберга резко подтвердили предсказанное уменьшение периода с точностью до 10%. [33] Благодаря улучшенной статистике более чем 30 лет данных о времени 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. [87] В 1993 году, отчасти подстегнутый 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 изучения гравитации». [88] Продолжительность жизни этой двойной системы от настоящего момента до слияния оценивается в несколько сотен миллионов лет. [89]
Спиральные объекты являются очень важными источниками гравитационных волн. Каждый раз, когда два компактных объекта (белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры ) находятся на близких орбитах, они посылают 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. [90]
Единственная трудность заключается в том, что большинство систем, подобных двойной системе Халса–Тейлора, находятся очень далеко. Амплитуда волн, испускаемых двойной системой Халса–Тейлора на Земле, будет примерно h ≈ 10 −26 . Однако есть некоторые источники, которые астрофизики ожидают найти и которые производят гораздо большие амплитуды h ≈ 10 −20 . Было обнаружено по крайней мере восемь других двойных пульсаров. [91]
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. [92] Ожидается, что гравитационные волны будут иметь частоты 10 −16 Гц < f < 10 4 Гц. [93]
.svg/1280px-LIGO_schematic_(multilang).svg.png)
Хотя наблюдения Халса-Тейлора были очень важны, они дают только косвенные доказательства 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 эффектом, который волны будут производить на детекторе. Амплитуда сферической волны будет уменьшаться 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, как они достигают Земли. Астрофизики ожидают, что некоторые гравитационные волны, проходящие мимо Земли, могут быть такими большими, как h ≈ 10 −20 , но, как правило, не больше. [94]
Простое устройство, теоретически предназначенное для обнаружения ожидаемого волнового движения, называется стержнем Вебера — большой сплошной стержень из металла, изолированный 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. Предположительно, близлежащая сверхновая может быть достаточно сильной, чтобы ее можно было увидеть без резонансного усиления. С помощью этого прибора Джозеф Вебер утверждал, что обнаруживал ежедневные сигналы гравитационных волн. Однако его результаты были оспорены в 1974 году физиками Ричардом Гарвином и Дэвидом Дуглассом . Современные формы стержня Вебера все еще работают, охлаждаемые криогенно , со сверхпроводящими квантовыми интерференционными устройствами для обнаружения вибрации. Стержни Вебера недостаточно чувствительны, чтобы обнаружить что-либо, кроме чрезвычайно мощных гравитационных волн. [95]
MiniGRAIL — сферическая гравитационно-волновая антенна, использующая этот принцип. Она создана в Лейденском университете и состоит из точно обработанной сферы весом 1150 кг, криогенно охлажденной до 20 милликельвинов. [96] Сферическая конфигурация обеспечивает одинаковую чувствительность во всех направлениях и несколько проще экспериментально, чем более крупные линейные устройства, требующие высокого вакуума. События обнаруживаются путем измерения деформации сферы детектора . MiniGRAIL обладает высокой чувствительностью в диапазоне 2–4 кГц, что подходит для обнаружения гравитационных волн от нестабильностей вращающихся нейтронных звезд или слияний небольших черных дыр. [97]
В настоящее время существуют два детектора, ориентированных на верхний предел спектра гравитационных волн (от 10−7 до 105 Гц ): один в Университете Бирмингема , Англия, [98] и другой в INFN Генуя, Италия. Третий находится в стадии разработки в Университете Чунцина , Китай. Бирмингемский детектор измеряет изменения в состоянии поляризации микроволнового пучка, 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 амплитудная спектральная плотность . Детектор INFN Genoa представляет собой резонансную антенну, состоящую из двух связанных сферических сверхпроводящих гармонических осцилляторов диаметром в несколько сантиметров. Осцилляторы спроектированы так , чтобы иметь (в несвязанном состоянии) почти равные резонансные частоты. В настоящее время ожидается, что система будет иметь чувствительность к периодическим пространственно-временным деформациям h ~2 × 10−17 / √ Гц , с ожиданием достижения чувствительности h ~2 × 10−20 / √ Гц . Детектор Чунцинского университета планируется для обнаружения реликтовых высокочастотных гравитационных волн с прогнозируемыми типичными параметрами ≈1011 Гц ( 100 ГГц) и h ≈10−30 до 10−32 . [ 99]
Более чувствительный класс детекторов использует лазерный интерферометр Майкельсона для измерения движения, вызванного гравитационной волной между разделенными «свободными» массами. [100] 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 тем, которые находятся вблизи резонанса, как в случае с стержнями Вебера). После многих лет разработки наземные интерферометры впервые обнаружили гравитационные волны в 2015 году.
В настоящее время наиболее чувствительной является LIGO — лазерная интерферометрическая гравитационно-волновая обсерватория. LIGO имеет три детектора: один в Ливингстоне, Луизиана , один на площадке в Хэнфорде в Ричленде, Вашингтон , и третий (ранее установленный как второй детектор в Хэнфорде), который планируется переместить в Индию . Каждая обсерватория имеет два световых накопителя длиной 4 километра. Они расположены под углом 90 градусов друг к другу, при этом свет проходит через вакуумные трубки диаметром 1 м, проходящие через все 4 километра. Проходящая гравитационная волна слегка растянет один из них, укорачивая другой. Это движение, к которому интерферометр наиболее чувствителен.
Даже при таких длинных рукавах самые сильные гравитационные волны изменят расстояние между концами рукавов максимум примерно на 10 −18 м. LIGO должен быть в состоянии обнаружить гравитационные волны размером всего лишь h ~5 × 10 −22 . Модернизации LIGO и Virgo должны еще больше повысить чувствительность. Другой высокочувствительный интерферометр, KAGRA , который находится в обсерватории Камиока в Японии, работает с февраля 2020 года. Ключевым моментом является то, что десятикратное увеличение чувствительности (радиуса «досягаемости») увеличивает объем пространства, доступного для инструмента, в тысячу раз. Это увеличивает скорость, с которой можно увидеть обнаруживаемые сигналы, с одного за десятки лет наблюдения до десятков в год. [101]
Интерферометрические детекторы ограничены на высоких частотах дробовым шумом , который возникает из-за того, что лазеры генерируют фотоны случайным образом; одна аналогия - это дождь - скорость дождя, как и интенсивность лазера, измерима, но капли дождя, как и фотоны, падают в случайные моменты времени, вызывая колебания вокруг среднего значения. Это приводит к шуму на выходе детектора, очень похожему на радиостатику. Кроме того, при достаточно высокой мощности лазера случайный импульс, передаваемый тестовым массам фотонами лазера, сотрясает зеркала, маскируя сигналы низких частот. Тепловой шум (например, броуновское движение ) является еще одним ограничением чувствительности. В дополнение к этим «стационарным» (постоянным) источникам шума, все наземные детекторы также ограничены на низких частотах сейсмическим шумом и другими формами вибрации окружающей среды, а также другими «нестационарными» источниками шума; скрипы в механических конструкциях, молнии или другие большие электрические возмущения 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 истинным событием гравитационной волны.
Простейшие гравитационные волны — это волны с постоянной частотой. Волны, испускаемые вращающейся неосесимметричной нейтронной звездой, будут приблизительно монохроматическими : чистый тон в акустике . В отличие от сигналов от сверхновых или двойных черных дыр, эти сигналы мало изменяются по амплитуде или частоте за период наблюдения наземными детекторами. Однако в измеренном сигнале будут некоторые изменения из-за доплеровского смещения , вызванного движением Земли. Несмотря на простоту сигналов, их обнаружение чрезвычайно затратно с точки зрения вычислений из-за длинных участков данных, которые необходимо проанализировать.
Проект Einstein@Home — это проект распределенных вычислений, аналогичный SETI@home, предназначенный для обнаружения этого типа гравитационной волны. Принимая данные с LIGO и GEO и отправляя их небольшими порциями тысячам добровольцев для параллельного анализа на их домашних компьютерах, Einstein@Home может просеивать данные гораздо быстрее, чем это было бы возможно в противном случае. [102]
Также разрабатываются космические интерферометры, такие как LISA и DECIGO . Конструкция LISA предусматривает три тестовых массы, образующих равносторонний треугольник, с лазерами от каждого космического корабля к каждому другому космическому кораблю, образующими два независимых интерферометра. Планируется, что LISA займет солнечную орбиту, следующую за Землей, причем каждая сторона треугольника будет составлять 2,5 миллиона километров. [103] Это помещает детектор в отличный вакуум вдали от наземных источников шума, хотя он все равно будет восприимчив к теплу, дробовому шуму и артефактам, вызванным космическими лучами и солнечным ветром .
Пульсары — это быстро вращающиеся звезды. Пульсар испускает лучи радиоволн, которые, подобно лучам маяка, проносятся по небу по мере вращения 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. Массив пульсаров синхронизации использует миллисекундные пульсары для поиска возмущений, вызванных ГВ, в измерениях времени прибытия импульсов к телескопу, другими словами, для поиска отклонений в тиканье часов. Для обнаружения ГВ массивы пульсаров синхронизации ищут отчетливую квадрупольную картину корреляции и антикорреляции между временем прибытия импульсов от разных пар пульсаров в зависимости от их углового разделения на небе. [106] Хотя пульсарные импульсы путешествуют в пространстве сотни или тысячи лет, прежде чем достичь нас, массивы пульсарных датчиков времени чувствительны к возмущениям во времени их прохождения, составляющим гораздо меньше миллионной доли секунды.
Наиболее вероятным источником гравитационных волн, к которому чувствительны массивы пульсарных хронометров, являются сверхмассивные двойные черные дыры, которые образуются в результате столкновения галактик. [107] В дополнение к отдельным двойным системам массивы пульсарных хронометров чувствительны к стохастическому фону гравитационных волн, образованному суммой гравитационных волн от множества слияний галактик. Другие потенциальные источники сигнала включают космические струны и первичный фон гравитационных волн от космической инфляции .
В мире существует три активных проекта массива пульсарного времени. Североамериканская обсерватория гравитационных волн Nanohertz использует данные, собранные радиотелескопом Arecibo и телескопом Green Bank . Австралийский массив пульсарного времени Parkes использует данные с радиотелескопа Parkes . Европейский массив пульсарного времени использует данные с четырех крупнейших телескопов в Европе: телескопа Lovell , радиотелескопа синтеза Westerbork , телескопа Effelsberg и радиотелескопа Nancay . Эти три группы также сотрудничают под названием проекта International Pulsar Timing Array . [108]
В июне 2023 года NANOGrav опубликовал 15-летний отчет, содержащий первые доказательства стохастического гравитационно-волнового фона. В частности, он включал первое измерение кривой Хеллингса-Даунса, явного признака гравитационно-волнового происхождения наблюдаемого фона. [109] [104]
Первичные гравитационные волны — это гравитационные волны, наблюдаемые в космическом микроволновом фоне . Они были якобы обнаружены прибором BICEP2 , заявление было сделано 17 марта 2014 года, но было отозвано 30 января 2015 года («сигнал может быть полностью приписан пыли в Млечном Пути» [85] ).
11 февраля 2016 года коллаборация LIGO объявила о первом наблюдении гравитационных волн из сигнала, обнаруженного в 09:50:45 по Гринвичу 14 сентября 2015 года [38] от двух черных дыр с массами 29 и 36 солнечных масс, сливающихся на расстоянии около 1,3 миллиарда световых лет. В течение последней доли секунды слияния было выделено более чем в 50 раз больше мощности всех звезд в наблюдаемой Вселенной вместе взятых. [110] Частота сигнала увеличилась с 35 до 250 Гц за 10 циклов (5 орбит), поскольку его сила росла в течение периода 0,2 секунды. [39] Масса новой объединенной черной дыры составила 62 солнечных массы. Энергия, эквивалентная трем солнечным массам, была испущена в виде гравитационных волн. [43] Сигнал был замечен обоими детекторами LIGO в Ливингстоне и Ханфорде, с разницей во времени в 7 миллисекунд из-за угла между двумя детекторами и источником. Сигнал пришел из Южного небесного полушария , в грубом направлении (но гораздо дальше, чем) Магеллановы Облака . [41] Гравитационные волны наблюдались в области более 5 сигм [39] (другими словами, 99,99997% шансов показать/получить тот же результат), вероятность обнаружения достаточного количества, чтобы быть оцененным/рассмотренным как свидетельство/доказательство в эксперименте статистической физики . [ 111]
С тех пор LIGO и Virgo сообщили о новых наблюдениях гравитационных волн от сливающихся двойных черных дыр.
16 октября 2017 года коллаборации LIGO и Virgo объявили о первом в истории обнаружении гравитационных волн, возникающих при слиянии двойной системы нейтронных звезд. Наблюдение за транзиентом GW170817 , которое произошло 17 августа 2017 года, позволило ограничить массы вовлеченных нейтронных звезд диапазоном от 0,86 до 2,26 солнечных масс. Дальнейший анализ позволил еще больше ограничить значения масс интервалом 1,17–1,60 солнечных масс, при этом общая измеренная масса системы составила 2,73–2,78 солнечных масс. Включение детектора Virgo в процесс наблюдения позволило улучшить локализацию источника в 10 раз. Это, в свою очередь, облегчило электромагнитное наблюдение за событием. В отличие от случая слияний 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 гравитационного волнового транзиента. Сигнал, возникший вблизи галактики NGC 4993 , был связан со слиянием нейтронных звезд. Это было подтверждено электромагнитным наблюдением за событием ( AT 2017gfo ), в котором участвовало 70 телескопов и обсерваторий и были получены наблюдения в большой области электромагнитного спектра, что дополнительно подтвердило нейтронную звездную природу объединенных объектов и связанной с ними килоновой . [112] [113]
В 2021 году в Astrophysical Journal Letters было опубликовано обнаружение первых двух двойных систем нейтронная звезда-черная дыра детекторами LIGO и VIRGO, что позволило впервые установить границы количества таких систем. До гравитационного наблюдения ни одна двойная система нейтронная звезда-черная дыра не наблюдалась с использованием обычных средств. [9]
В 1964 году 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 испускания крайне мала. Обсуждалось стимулированное испускание для повышения эффективности процесса. Из-за отсутствия зеркал или резонаторов для гравитационных волн они определили, что однопроходный GASER (разновидность лазера, испускающего гравитационные волны) практически неосуществим. [114]
В 1998 году Джорджио Фонтана предложил возможность иной реализации вышеприведенного теоретического анализа. 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 куперовских пар s-волн и d-волн [115] . Переходы между s-волнами и d-волнами являются гравитационным спином-2. Условия выхода из равновесия могут быть вызваны инжекцией куперовских пар s-волн из низкотемпературного сверхпроводника, например, свинца или ниобия , который является чистой s-волной, 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 "Высокотемпературные сверхпроводники как квантовые источники гравитационных волн: HTSC GASER". Глава 3 этой книги. [116]
В эпизоде русского научно-фантастического романа 1962 года « Космический ученик» Аркадия и Бориса Стругацких показан эксперимент по наблюдению за распространением гравитационных волн за счет уничтожения куска астероида 15 Эвномия размером с гору Эверест . [117]
В романе Станислава Лема 1986 года «Фиаско » «гравитационная пушка» или «гравитационное усиление» (усиление гравитации за счет коллимированного резонансного излучения) используется для изменения формы коллапсара, чтобы главные герои могли использовать экстремальные релятивистские эффекты и совершить межзвездное путешествие.
В романе Грега Игана 1997 года «Диаспора » анализ сигнала гравитационной волны от спирали близлежащей двойной нейтронной звезды показывает, что их столкновение и слияние неизбежны, что подразумевает, что на Землю обрушится мощный всплеск гамма-излучения.
В серии романов Лю Цысиня «Воспоминания о прошлом Земли» (2006 ) гравитационные волны используются в качестве межзвездного вещательного сигнала, который служит центральной точкой сюжета в конфликте между цивилизациями внутри галактики.
К сожалению, это исключает любое подробное обсуждение гравитационного излучения, которое требует по крайней мере квадрипольной структуры.
