stringtranslate.com

Гравитационно-волновая обсерватория

Принципиальная схема лазерного интерферометра.

Детектор гравитационных волн (используемый в гравитационно-волновой обсерватории ) — это любое устройство, предназначенное для измерения крошечных искажений пространства-времени, называемых гравитационными волнами . С 1960-х годов были построены и постоянно совершенствовались различные виды детекторов гравитационных волн. Современное поколение лазерных интерферометров достигло необходимой чувствительности для обнаружения гравитационных волн от астрономических источников, тем самым сформировав основной инструмент гравитационно-волновой астрономии .

Первое прямое наблюдение гравитационных волн было сделано в сентябре 2015 года обсерваториями Advanced LIGO , которые обнаружили гравитационные волны с длинами волн в несколько тысяч километров от сливающейся двойной системы звездных черных дыр . В июне 2023 года четыре коллаборации по синхронизации пульсаров представили первые убедительные доказательства гравитационного волнового фона с длинами волн, охватывающими световые годы, скорее всего, от многих двойных систем сверхмассивных черных дыр . [1]

Испытание

Прямое обнаружение гравитационных волн осложняется чрезвычайно малым эффектом, который волны производят на детектор. Амплитуда сферической волны падает обратно пропорционально расстоянию от источника. Таким образом, даже волны от экстремальных систем, таких как сливающиеся двойные черные дыры, затухают до очень малой амплитуды к тому времени, как они достигают Земли. Астрофизики предсказали, что некоторые гравитационные волны, проходящие мимо Земли, могут производить дифференциальное движение порядка 10 −18  м в инструменте размером с LIGO . [2]

Резонансные массовые антенны

Простое устройство для обнаружения ожидаемого волнового движения называется резонансной массовой антенной — большой сплошной корпус 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 тела и, таким образом, могут быть усилены до обнаруживаемых уровней. Предположительно, близлежащая сверхновая может быть достаточно сильной, чтобы ее можно было увидеть без резонансного усиления. Однако до 2018 года не было сделано ни одного наблюдения гравитационных волн, которое было бы широко принято исследовательским сообществом, ни на одном типе резонансной массовой антенны, несмотря на определенные заявления исследователей, работающих с антеннами, о наблюдении. [ необходима цитата ]

Были созданы три типа резонансных масс-антенн: стержневые антенны, работающие при комнатной температуре, стержневые антенны с криогенным охлаждением и сферические антенны с криогенным охлаждением.

Самым ранним типом была антенна в форме стержня комнатной температуры, называемая стержнем Вебера ; они были доминирующими в 1960-х и 1970-х годах, и многие из них были построены по всему миру. Вебер и некоторые другие утверждали в конце 1960-х и начале 1970-х годов, что эти устройства обнаруживают гравитационные волны; однако, другие экспериментаторы не смогли обнаружить гравитационные волны с их помощью, и был достигнут консенсус, что стержни Вебера не будут практическим средством обнаружения гравитационных волн. [3]

Второе поколение резонансных массовых антенн, разработанных в 1980-х и 1990-х годах, представляло собой криогенные стержневые антенны, которые также иногда называют стержнями Вебера. В 1990-х годах существовало пять основных криогенных стержневых антенн: AURIGA (Падуя, Италия), NAUTILUS (Рим, Италия), EXPLORER (ЦЕРН, Швейцария), ALLEGRO (Луизиана, США) и NIOBE (Перт, Австралия). В 1997 году эти пять антенн, управляемые четырьмя исследовательскими группами, образовали Международное сотрудничество по гравитационным событиям (IGEC) для совместной работы. Хотя было несколько случаев необъяснимых отклонений от фонового сигнала, не было подтвержденных случаев наблюдения гравитационных волн с помощью этих детекторов.

В 1980-х годах также существовала криогенная стержневая антенна под названием ALTAIR, которая вместе с стержневой антенной комнатной температуры под названием GEOGRAV была построена в Италии в качестве прототипа для более поздних стержневых антенн. Операторы детектора GEOGRAV утверждали, что наблюдали гравитационные волны, исходящие от сверхновой SN1987A (вместе с другой стержневой антенной комнатной температуры), но эти заявления не были приняты более широким сообществом.

Эти современные криогенные формы стержня Вебера работали со сверхпроводящими квантовыми интерференционными устройствами для обнаружения вибрации (например, ALLEGRO). Некоторые из них продолжали работать после того, как интерферометрические антенны начали достигать астрофизической чувствительности, например, AURIGA, ультракриогенный резонансный цилиндрический стержневой гравитационный волновой детектор, базирующийся в INFN в Италии. Команды AURIGA и LIGO сотрудничали в совместных наблюдениях. [4]

В 2000-х годах появилось третье поколение резонансных массовых антенн — сферические криогенные антенны. Четыре сферические антенны были предложены около 2000 года, и две из них были построены как уменьшенные версии, остальные были отменены. Предложенные антенны: GRAIL (Нидерланды, уменьшена до MiniGRAIL ), TIGA (США, изготовлены небольшие прототипы), SFERA (Италия) и Graviton (Бразилия, уменьшена до Mario Schenberg ).

Две уменьшенные антенны, MiniGRAIL и Mario Schenberg , похожи по конструкции и работают как совместные усилия. MiniGRAIL базируется в Лейденском университете и состоит из точно обработанной сферы весом 1150 кг (2540 фунтов), криогенно охлажденной до 20 мК (−273,1300 °C; −459,6340 °F). [5] 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, что подходит для обнаружения гравитационных волн от нестабильностей вращающихся нейтронных звезд или слияний небольших черных дыр. [6]

В настоящее время существует консенсус, что современные криогенные резонансные масс-детекторы недостаточно чувствительны, чтобы обнаружить что-либо, кроме чрезвычайно мощных (и, следовательно, очень редких) гравитационных волн. [ необходима цитата ] По состоянию на 2020 год не было зафиксировано ни одного случая обнаружения гравитационных волн криогенными резонансными антеннами.

Лазерные интерферометры

Упрощенная работа гравитационно-волновой обсерватории
Рисунок 1 : светоделитель (зеленая линия) разделяет когерентный свет (из белого ящика) на два луча, которые отражаются от зеркал (голубые продолговатые); показан только один исходящий и отраженный луч в каждом плече, и он разделен для ясности. Отраженные лучи рекомбинируют, и обнаруживается интерференционная картина (фиолетовый круг).
Рисунок 2 : Гравитационная волна, проходящая через левый рукав (желтый), изменяет свою длину и, следовательно, интерференционную картину.

Более чувствительный детектор использует лазерную интерферометрию для измерения гравитационно-волнового индуцированного движения между разделенными «свободными» массами. [7] 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). Наземные интерферометры теперь работают. [ необходима цитата ]

В настоящее время самым чувствительным наземным лазерным интерферометром является LIGO — лазерная интерферометрическая гравитационно-волновая обсерватория. LIGO известна как место первого подтвержденного обнаружения гравитационных волн в 2015 году . LIGO имеет два детектора: один в Ливингстоне, Луизиана ; другой на площадке Ханфорд в Ричленде, Вашингтон . Каждый состоит из двух световых накопительных плеч длиной 4 км. Они расположены под углом 90 градусов друг к другу, при этом свет проходит через вакуумные трубки диаметром 1 м (3 фута 3 дюйма) и проходит все 4 километра (2,5 мили). Проходящая гравитационная волна слегка растянет одно плечо, укорачивая другое. Это именно то движение, к которому интерферометр Майкельсона наиболее чувствителен. [ необходима цитата ]

Даже при таких длинных плечах самые сильные гравитационные волны изменят расстояние между концами плеч максимум примерно на 10 −18  метров. LIGO должен быть в состоянии обнаруживать гравитационные волны размером до . Модернизация LIGO и других детекторов, таких как Virgo , GEO600 и TAMA 300 , должна еще больше повысить чувствительность, а следующее поколение инструментов (Advanced LIGO Plus и Advanced Virgo Plus) будет еще более чувствительным. Еще один высокочувствительный интерферометр ( KAGRA ) начал работу в 2020 году. [8] [9] Ключевым моментом является то, что десятикратное увеличение чувствительности (радиуса «досягаемости») увеличивает объем пространства, доступного для инструмента, на одну тысячу. Это увеличивает скорость, с которой должны быть видны обнаруживаемые сигналы, с одного за десятки лет наблюдения до десятков в год.

Интерферометрические детекторы ограничены на высоких частотах дробовым шумом , который возникает из-за того, что лазеры генерируют фотоны случайным образом. Одна из аналогий — осадки: скорость осадков, 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 на низких частотах. 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 гравитационно-волновым событием.

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 пять миллионов километров. Это помещает детектор в отличный вакуум вдали от наземных источников шума, хотя он все равно будет восприимчив к дробовому шуму, а также к артефактам, вызванным космическими лучами и солнечным ветром .

Эйнштейн@Дома

В некотором смысле, самые простые для обнаружения сигналы должны быть постоянными источниками. Слияния сверхновых и нейтронных звезд или черных дыр должны иметь большие амплитуды и быть более интересными, но генерируемые волны будут более сложными. Волны, испускаемые вращающейся, ухабистой нейтронной звездой, будут « монохроматическими » — как чистый тон в акустике . Они не будут сильно меняться по амплитуде или частоте.

Проект Einstein@Home — это проект распределенных вычислений, аналогичный SETI@home, предназначенный для обнаружения этого типа простой 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. [10]

Массивы пульсарных датчиков времени

Другой подход к обнаружению гравитационных волн используется массивами пульсарных синхронизаций , такими как European Pulsar Timing Array , [11] North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves , [12] и Parkes Pulsar Timing Array . [13] Эти проекты предлагают обнаруживать гравитационные волны, рассматривая эффект, который эти волны оказывают на входящие сигналы от массива из 20–50 известных миллисекундных пульсаров . Поскольку гравитационная волна, проходящая через Землю, сжимает пространство в одном направлении и расширяет пространство в другом, время прибытия сигналов пульсаров с этих направлений соответственно смещается. Изучая фиксированный набор пульсаров по всему небу, эти массивы должны быть способны обнаруживать гравитационные волны в наногерцовом диапазоне. Ожидается, что такие сигналы будут испускаться парами сливающихся сверхмассивных черных дыр . [14]

В июне 2023 года четыре коллаборации по хронометрированию пульсарных массивов, три вышеупомянутых и китайский Pulsar Timing Array, представили независимые, но схожие доказательства стохастического фона гравитационных волн наногерцового диапазона. Источник этого фона пока не удалось определить. [15] [16] [17] [18]

Космический микроволновый фон

Космический микроволновый фон, излучение, оставшееся с того момента, когда Вселенная достаточно остыла для образования первых атомов , может содержать отпечаток гравитационных волн из очень ранней Вселенной . Микроволновое излучение поляризовано. Картина поляризации может быть разделена на два класса, называемые E -модами и B -модами. Это аналогично электростатике , где электрическое поле ( E -поле) имеет исчезающую завитушку , а магнитное поле ( B -поле) имеет исчезающую дивергенцию . E -моды могут быть созданы различными процессами, но B -моды могут быть созданы только гравитационным линзированием , гравитационными волнами или рассеянием на пыли .

17 марта 2014 года астрономы Гарвард -Смитсоновского центра астрофизики объявили о явном обнаружении гравитационных волн- отпечатков в космическом микроволновом фоне , что, если подтвердится, предоставит веские доказательства инфляции и Большого взрыва . [19] [20] [21] [22] Однако 19 июня 2014 года было сообщено о снижении уверенности в подтверждении результатов; [23] [24] [25] а 19 сентября 2014 года — о еще большем снижении уверенности. [26] [27] Наконец, 30 января 2015 года Европейское космическое агентство объявило, что сигнал может быть полностью приписан пыли в Млечном Пути. [28]

Новые конструкции детекторов

Атомная интерферометрия.

В настоящее время существуют два детектора, фокусирующихся на обнаружении на верхнем конце спектра гравитационных волн (от 10−7 до 105 Гц ) [ требуется ссылка ] : один в Университете Бирмингема , Англия, 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. Два из них были изготовлены, и в настоящее время ожидается, что они будут чувствительны к периодическим пространственно-временным деформациям , заданным как амплитудная спектральная плотность . Детектор INFN Генуя представляет собой резонансную антенну, состоящую из двух связанных сферических сверхпроводящих гармонических осцилляторов диаметром 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 , с ожиданием достижения чувствительности . Планируется, что детектор Чунцинского университета будет обнаруживать реликтовые высокочастотные гравитационные волны с прогнозируемыми типичными параметрами ~ 10 10 Гц (10 ГГц) и h ~ 10 −30 до 10 −31 .

Детектор левитирующего датчика — это предлагаемый детектор гравитационных волн с частотой от 10 кГц до 300 кГц, потенциально исходящих от первичных черных дыр . [29] Он будет использовать оптически левитирующие диэлектрические частицы в оптической полости. [30]

Торсионная антенна (TOBA) представляет собой предлагаемую конструкцию, состоящую из двух длинных тонких стержней, подвешенных как крутильный маятник крестообразно, в которой дифференциальный угол чувствителен к силам приливной гравитационной волны.

Детекторы на основе материальных волн ( атомные интерферометры ) также были предложены и разрабатываются. [31] [32] Предложения поступали с начала 2000-х годов. [33] Атомная интерферометрия предлагается для расширения полосы обнаружения в инфразвуковом диапазоне (10 мГц – 10 Гц), [34] [35] где текущие наземные детекторы ограничены низкочастотным гравитационным шумом. [36] Демонстрационный проект под названием Matter wave laser based Interferometer Gravitation Antenna (MIGA) был начат в 2018 году в подземной среде LSBB (Рюстрель, Франция). [37]

Список детекторов гравитационных волн

Кривые шума для выбора детекторов как функции частоты. Также показаны характерные деформации потенциальных астрофизических источников. Для обнаружения характерные деформации сигнала должны быть выше кривой шума. [38]

Резонансные масс-детекторы

Интерферометры

Интерферометрические детекторы гравитационных волн часто группируются в поколения на основе используемой технологии. [40] [41] Интерферометрические детекторы, развернутые в 1990-х и 2000-х годах, были испытательными полигонами для многих основополагающих технологий, необходимых для первоначального обнаружения, и обычно называются первым поколением. [41] [40] Второе поколение детекторов, работающее в 2010-х годах, в основном на тех же объектах, как LIGO и Virgo, улучшило эти конструкции с помощью сложных методов, таких как криогенные зеркала и впрыскивание сжатого вакуума. [41] Это привело к первому однозначному обнаружению гравитационной волны Advanced LIGO в 2015 году. Третье поколение детекторов в настоящее время находится на стадии планирования и стремится улучшить второе поколение за счет достижения большей чувствительности обнаружения и большего диапазона доступных частот. Все эти эксперименты включают в себя множество технологий, находящихся в непрерывной разработке в течение нескольких десятилетий, поэтому категоризация по поколению обязательно является лишь приблизительной.

Время пульсара

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ Коновер, Эмили (15 сентября 2023 г.). «У ученых есть два способа обнаружить гравитационные волны. Вот еще несколько идей». sciencenews.org . Получено 17 сентября 2023 г. Так же, как свет имеет спектр или множество длин волн, так и гравитационные волны. Различные длины волн указывают на различные типы космического происхождения и требуют различных типов детекторов.
  2. ^ Уиткомб, С.Э., «Прецизионная лазерная интерферометрия в проекте LIGO», Труды Международного симпозиума по современным проблемам лазерной физики, 27 августа – 3 сентября 1995 г., Новосибирск , Публикация LIGO P950007-01-R
  3. ^ Обзор ранних экспериментов с использованием стержней Вебера см. в Levine, J. (апрель 2004 г.). "Early Gravity-Wave Detection Experiments, 1960-1975". Physics in Perspective . 6 (1): 42–75. Bibcode :2004PhP.....6...42L. doi :10.1007/s00016-003-0179-6. S2CID  76657516.
  4. ^ Сотрудничество AURIGA; Научное сотрудничество LIGO; Баджо; Сердонио, М; Де Роза, М; Фалфери, П; Фаттори, С; Фортини, П; и др. (2008). "Совместный поиск всплесков гравитационных волн с AURIGA и LIGO". Классическая и квантовая гравитация . 25 (9): 095004. arXiv : 0710.0497 . Bibcode : 2008CQGra..25i5004B. doi : 10.1088/0264-9381/25/9/095004. hdl : 11858/00-001M-0000-0013-72D5-D. S2CID  119242502.
  5. ^ "MiniGRAIL, первый сферический детектор гравитационных волн". www.minigrail.nl . Получено 8 мая 2020 г. .
  6. ^ Де Ваард, Арлетт; Готтарди, Лучано; Фроссати, Джорджио (2000), Сферические детекторы гравитационных волн: охлаждение и фактор качества небольшой сферы CuAl6% - В: Встреча Марселя Гроссмана по общей теории относительности , Рим, Италия{{citation}}: CS1 maint: отсутствует местоположение издателя ( ссылка )
  7. ^ Идея использования лазерной интерферометрии для обнаружения гравитационных волн была впервые упомянута Герстенштейном и Пустовойтом 1963 Sov. Phys.–JETP 16 433. Вебер упомянул об этом в неопубликованной лабораторной тетради. Райнер Вайсс впервые подробно описал практическое решение с анализом реалистичных ограничений метода в R. Weiss (1972). "Electromagnetically Coupled Broadband Gravitational Antenna". Quarterly Progress Report, Research Laboratory of Electronics, MIT 105: 54.
  8. ^ "KAGRA Gravitational-wave Telescope Starts Observation". Обсерватория KAGRA. 25 февраля 2020 г. Получено 25 февраля 2020 г.
  9. ^ 大型低温重力波望遠鏡KAGRA観測開始 (на японском языке). Национальная астрономическая обсерватория Японии. 25 февраля 2020 г. Проверено 25 февраля 2020 г.
  10. ^ "Einstein@Home" . Получено 5 апреля 2019 г.
  11. ^ Janssen, GH; Stappers, BW; Kramer, M.; Purver, M.; Jessner, A.; Cognard, I.; Bassa, C.; Wang, Z.; Cumming, A.; Kaspi, VM (2008). "European Pulsar Timing Array" (PDF) . Труды конференции AIP (Представленная рукопись). 983 : 633–635. Bibcode : 2008AIPC..983..633J. doi : 10.1063/1.2900317. S2CID  115468844.
  12. ^ "Североамериканская наногерцовая обсерватория гравитационных волн". www.nanograv.org . Получено 8 мая 2020 г. .
  13. ^ "ППТА Вики". www.atnf.csiro.au . Проверено 8 мая 2020 г.
  14. ^ Hobbs, GB; Bailes, M.; Bhat, NDR; Burke-Spolaor, S.; Champion, DJ; Coles, W.; Hotan, A.; Jenet, F.; et al. (2008). «Обнаружение гравитационных волн с помощью пульсаров: статус проекта Parkes Pulsar Timing Array». Публикации Астрономического общества Австралии . 26 (2): 103–109. arXiv : 0812.2721 . Bibcode : 2009PASA...26..103H. doi : 10.1071/AS08023. S2CID  4787788.
  15. ^ Рирдон, Дэниел Дж.; Зик, Эндрю; Шеннон, Райан М.; Хоббс, Джордж Б.; Бейлс, Мэтью; Ди Марко, Валентина; Капур, Агастья; Роджерс, Эксл Ф.; Трейн, Эрик; Аскью, Джейкоб; Бхат, Н. Д. Рамеш; Кэмерон, Эндрю; Курило, Малгожата; Коулз, Уильям А.; Дай, Ши (29 июня 2023 г.). "Поиск изотропного гравитационно-волнового фона с помощью массива пульсаров Паркса". The Astrophysical Journal Letters . 951 (1): L6. arXiv : 2306.16215 . Bibcode : 2023ApJ...951L...6R. doi : 10.3847/2041-8213/acdd02 . ISSN  2041-8205. S2CID  259275121.
  16. ^ Агази, Габриэлла; Анумарлапуди, Акаш; Арчибальд, Энн М.; Арзуманян, Завен; Бейкер, Пол Т.; Бекси, Бенс; Блеча, Лора; Брейзиер, Адам; Брук, Пол Р.; Берк-Сполаор, Сара; Бернетт, Рэнд; Кейс, Робин; Чариси, Мария; Чаттерджи, Шами; Чатзииоанну, Катерина (июнь 2023 г.). "Набор данных NANOGrav за 15 лет: доказательства гравитационно-волнового фона". The Astrophysical Journal Letters . 951 (1): L8. arXiv : 2306.16213 . Bibcode : 2023ApJ...951L...8A. doi : 10.3847/2041-8213/acdac6 . ISSN  2041-8205. S2CID  259274684.
  17. ^ Антониадис, Дж. (28 июня 2023 г.). «Второй выпуск данных от European Pulsar Timing Array». Астрономия и астрофизика . 678 : A50. arXiv : 2306.16214 . doi : 10.1051/0004-6361/202346844. S2CID  259274756.
  18. ^ Сюй, Хэн; Чен, Сиюань; Го, Яньцзюнь; Цзян, Цзиньчэнь; Ван, Боджун; Сюй, Цзянвэй; Сюэ, Зихан; Николас Кабальеро, Р.; Юань, Цзяньпин; Сюй, Юнхуа; Ван, Цзинбо; Хао, Лунфэй; Ло, Цзинтао; Ли, Кеджиа; Хан, Цзиньлинь (29 июня 2023 г.). «Поиск фона стохастической гравитационной волны наногерца с помощью данных временной матрицы китайских пульсаров, выпуск I». Исследования в области астрономии и астрофизики . 23 (7): 075024. arXiv : 2306.16216 . Бибкод : 2023RAA....23g5024X. doi : 10.1088/1674-4527/acdfa5. ISSN  1674-4527. S2CID  259274998.
  19. ↑ Сотрудники (17 марта 2014 г.). "BICEP2 2014 Results Release". Национальный научный фонд . Получено 18 марта 2014 г.
  20. ^ Clavin, Whitney (17 марта 2014 г.). "NASA Technology Views Birth of the Universe". NASA . Получено 17 марта 2014 г. .
  21. ↑ Overbye, Dennis (17 марта 2014 г.). «Обнаружение волн в космосе подкрепляет эпохальную теорию Большого взрыва». The New York Times . Получено 17 марта 2014 г.
  22. ↑ Overbye, Dennis (24 марта 2014 г.). «Ripples From the Big Bang». The New York Times . Получено 24 марта 2014 г.
  23. ↑ Overbye, Dennis (19 июня 2014 г.). «Астрономы хеджируют заявление об обнаружении Большого взрыва». The New York Times . Получено 20 июня 2014 г.
  24. ^ Амос, Джонатан (19 июня 2014 г.). «Космическая инфляция: уверенность в сигнале Большого взрыва снизилась». BBC News . Получено 20 июня 2014 г.
  25. ^ Ade, PAR; et al. (BICEP2 Collaboration) (19 июня 2014 г.). "Обнаружение поляризации B-режима в угловых масштабах в градусах с помощью BICEP2". Physical Review Letters . 112 (24): 241101. arXiv : 1403.3985 . Bibcode :2014PhRvL.112x1101B. doi :10.1103/PhysRevLett.112.241101. PMID  24996078. S2CID  22780831.
  26. ^ Planck Collaboration Team (2016). "Planck Intermediate results. XXX. The angle power spectrum of polarized dust emition at middle and high Galactic latitudes". Астрономия и астрофизика . 586 : A133. arXiv : 1409.5738 . Bibcode : 2016A&A...586A.133P. doi : 10.1051/0004-6361/201425034. S2CID  9857299.
  27. ↑ Overbye, Dennis (22 сентября 2014 г.). «Исследование подтверждает критику открытия Большого взрыва». The New York Times . Получено 22 сентября 2014 г.
  28. ^ Коуэн, Рон (30 января 2015 г.). «Открытие гравитационных волн теперь официально мертво». Nature . doi :10.1038/nature.2015.16830. S2CID  124938210.
  29. ^ «Северо-западный институт возглавляет усилия по обнаружению новых типов космических событий». 16 июля 2019 г.
  30. ^ "Новый настольный гравитационно-волновой детектор для частот > 10 кГц, фаза II". Архивировано из оригинала 20 июля 2019 г. Получено 19 июля 2019 г.
  31. ↑ Университет, Стэнфорд (25 сентября 2019 г.). «Другой вид детектора гравитационных волн». Stanford News . Получено 26 ноября 2020 г. .
  32. ^ Гейгер, Реми (2017). «Будущие детекторы гравитационных волн на основе атомной интерферометрии». Обзор гравитационных волн . С. 285–313. arXiv : 1611.09911 . doi :10.1142/9789813141766_0008. ISBN 978-981-314-175-9. S2CID  119185221.
  33. ^ Chiao, RY (2004). «К MIGO, обсерватории гравитационных волн на основе материи и волн и пересечение квантовой механики с общей теорией относительности». J. Mod. Opt . 51 (6–7): 861–99. arXiv : gr-qc/0312096 . Bibcode :2004JMOp...51..861C. doi :10.1080/09500340408233603. S2CID  8874571.
  34. ^ Бендер, Питер Л. (2011). "Комментарий к "Атомному гравитационно-волновому интерферометрическому датчику"". Physical Review D. 84 ( 2): 028101. Bibcode : 2011PhRvD..84b8101B. doi : 10.1103/PhysRevD.84.028101 .
  35. ^ Джонсон, Дэвид Марвин Слотер (2011). «AGIS-LEO». Атомная интерферометрия с длинной базой . Стэнфордский университет. С. 41–98.
  36. ^ Chaibi, W. (2016). "Обнаружение низкочастотных гравитационных волн с помощью наземных атомных интерферометрических решеток". Phys. Rev. D. 93 ( 2): 021101(R). arXiv : 1601.00417 . Bibcode : 2016PhRvD..93b1101C. doi : 10.1103/PhysRevD.93.021101. S2CID  54977395.
  37. ^ Кануэль, Б. (2018). «Исследование гравитации с помощью крупномасштабного атомного интерферометра MIGA». Scientific Reports . 8 (1): 14064. arXiv : 1703.02490 . Bibcode :2018NatSR...814064C. doi :10.1038/s41598-018-32165-z. PMC 6138683 . PMID  30218107. 
  38. ^ Мур, Кристофер; Коул, Роберт; Берри, Кристофер (19 июля 2013 г.). «Детекторы и источники гравитационных волн». Архивировано из оригинала 16 апреля 2014 г. Получено 17 апреля 2014 г.
  39. ^ ab Aguiar, Odylio Denys (22 декабря 2010 г.). «Прошлое, настоящее и будущее детекторов гравитационных волн резонансной массы». Исследования в области астрономии и астрофизики . 11 (1): 1–42. arXiv : 1009.1138 . doi :10.1088/1674-4527/11/1/001. ISSN  1674-4527. S2CID  59042001.
  40. ^ ab Punturo, M; Abernathy, M; Acernese, F; Allen, B; Andersson, N; Arun, K; Barone, F; Barr, B; Barsuglia, M (21 апреля 2010 г.). "Третье поколение обсерваторий гравитационных волн и их научные достижения". Classical and Quantum Gravity . 27 (8): 084007. Bibcode :2010CQGra..27h4007P. doi :10.1088/0264-9381/27/8/084007. hdl : 11858/00-001M-0000-0011-2EAE-2 . ISSN  0264-9381. S2CID  18080099.
  41. ^ abcdefg Гарри, Грегори М. (февраль 2012 г.). «Детекторы гравитационных волн второго поколения». Двенадцатая встреча Марселя Гроссмана . Штаб-квартира ЮНЕСКО, Париж, Франция: WORLD SCIENTIFIC. стр. 628–644. doi :10.1142/9789814374552_0032. ISBN 978-981-4374-51-4.
  42. ^ "GEO High Frequency and Squeezing". www.geo600.org . Архивировано из оригинала 15 сентября 2019 . Получено 18 сентября 2019 .
  43. ^ Бхаттачарья, Папия (25 марта 2016 г.). «Индийский детектор LIGO имеет необходимые деньги, место на виду и дату завершения». The Wire . Получено 16 июня 2016 г.

Внешние ссылки