Детектирование гравитационных волн: Детектирование гравитационных волн. Гравитация [От хрустальных сфер до кротовых нор]

Содержание

Детектирование гравитационных волн. Гравитация [От хрустальных сфер до кротовых нор]

Детектирование гравитационных волн

Я сразу узнаю удачу, едва она появится…

Жюльетта Бенцони «Марианна в огненном венке»

Из сказанного выше об астрофизических источниках можно сделать вывод, что безразмерные амплитуды гравитационных волн, которые мы имеем шанс зарегистрировать на Земле (или в окрестности Земли), h ~ 10–21. Может быть «случайно» амплитуда окажется и больше, но ориентироваться нужно, скорее, на еще меньшую. Напомним, что h – это та характеристика, которая определяет изменение в измерении физической (реальной) длины: ?l/l ? h/2. Так вот, если такая гравитационная волна пройдет, то метровый стержень изменит свою длину всего на ?l ? 10–19 см. Для сравнения – порядок размера атомов 10–8 см.

Принцип обнаружения гравитационных волн основан на физическом воздействии на пробные тела. Есть два вида детекторов: твердотельные антенны и лазерные интерферометры. При прохождении гравитационной волны рабочий элемент детекторов первого типа должен деформироваться, а в детекторах второго типа должно изменяться взаимное положения свободных масс (зеркал).


Твердотельные детекторы стали создаваться с середины 1960-х годов. Пионером этих разработок по праву можно считать американского физика Джозефа Вебера (1919–2000). Вебер прожил яркую неординарную жизнь. В 1940 году закончил Военно-морскую академию США, активно участвовал во второй мировой войне на различных кораблях. На службе изучал радиоэлектронику, в 1948 году ушел в отставку и стал профессором по инженерии в Мэрилендском университете в Колледж-Парке. Но приняли его на условии, что он быстро защитит диссертацию. Так и случилось, в 1951 году Вебер защитил диссертацию «Микроволновые методы в химической кинетике». Во время этой работы была выдвинута идея о возможности получения когерентного стимулированного микроволнового излучения (мазера). Позднее эти идеи разрабатывались Николаем Басовым (1922–2001) и Александром Прохоровым (1916–2002) и американским физиком Чарльзом Таунсом. Они построили первые действующие модели мазеров и лазеров и получили Нобелевскую премию по физике 1964 года.

В 1950-х Вебер заинтересовался ОТО. В то время под сомнением было само существование гравитационных волн, которое, в основном, развеялось к 1960-м годам. Вебер построил первый тип гравитационных детекторов – резонансные антенны. Это аллюминиевые цилиндры массой около тонны; они могут колебаться, в основном, в продольном направлении, при этом деформации максимальны на торцах. Уже с конца 1960-х годов Вебер начал публиковать статьи, в которых утверждал, что обнаружил гравитационные волны. Это вызвало сенсацию, научные группы по всему миру начали строить аналогичные детекторы. Но никто не смог подтвердить эти результаты.

Наконец, утверждения Вебера были опровергнуты практически всеми другими исследователями. Вебер, однако, продолжал настаивать. Противостояние завершилось серией писем, которыми стороны обменялись в конце 1970-х. Оппонентами утверждалось, что сообщения Вебера выглядят «безумными, потому что вся энергия Вселенной должна была бы полностью перейти в гравитационное излучение примерно за 50 миллионов лет, если бы действительно детектировалось то, что детектирует Джо Вебер». Хотя утверждения Вебера о детектировании гравитационных волн не соответствовали действительности, он признается отцом направления гравитационно-волновой астрономии. В его честь названа премия в области астрономического инструментария.

Несмотря на отсутствие результата, построение и конструирование резонансных детекторов продолжается усилиями ведущих научных школ. В России их разработкой занимается группа под руководством профессора МГУ Владимира Брагинского. Его устройства также представляют собой цилиндры.

Обсудим развитие программы твердотельных антенн. Их главной особенностью является наличие резонансной частоты. Если в спектре гравитационной волны есть частоты, близкие к резонансной частоте антенны, то возбуждаемые в цилиндре акустические колебания усиливаются на этих частотах. Наиболее подходящими для изготовления цилиндров оказываются твердые материалы: алюминий, сапфир, ниобий. Цилиндры из этих материалов обладают наибольшей добротностью или «временем звона». Чем больше время затухания колебаний, тем выше чувствительность антенны, так как резонансное детектирование дает возможность накапливать сигнал.

Современные цилиндрические антенны имеют массу до нескольких тонн. Они хорошо изолированы от внешних воздействий и охлаждены до очень низких температур – около 10 мК. Понижение температуры не только снижает шумы, но и увеличивает добротность. Резонансное детектирование охватывает узкую полосу частот – от 100 Гц до 1 кГц. Полоса каждого детектора до недавнего времени была меньше 1 Гц, сейчас ее удается расширить до 10–20 Гц. Чувствительность у современных твердотельных антенн такова, что она дает возможность регистрировать сигнал с амплитудой 10–22 за время 1 с, или с амплитудой 19–23 за 100 с.

В настоящее время в Европе ведутся теоретические разработки новых моделей твердотельных детекторов. Предполагается, что рабочее тело будет представлять собой шар массой до 30 т, охлажденный до температур единиц мК. У такой антенны чувствительность возрастает на порядок по сравнению с действующими. Большим преимуществом является «всенаправленность» (чего нет у цилиндров).

Но пока гравитационных волн резонансными антеннами не зафиксировано. Несмотря на это, они уже давно приносят ощутимую пользу: с высокой точностью фиксируют сейсмический шум, что очень важно для геофизиков.

Интерферометры представляют собой двухплечевые интерферометры Майкельсона. Их мы уже обсуждали, когда говорили об опытах по обнаружению эфира, рис. 4.4. Можно сказать, что они возродились для решения другой задачи и на более совершенном техническом уровне. Зеркала, отражающие свет, теперь играют и роль свободных масс. Напротив каждого зеркала устанавливается еще по зеркалу, чтобы получить многократное отражение и тем самым увеличить эффективную длину плеч интерферометра. Все зеркала подвешиваются на кварцевых нитях, чтобы демпфировать возможные внешние шумы земного и техногенного происхождения. Источником излучения является мощный лазер непрерывного действия. Гравитационная волна с частотой большей, чем маятниковая частота подвешенных зеркал – это около 1 Гц – должна смещать зеркала относительно друг друга. Это приведет к изменению в разнице длин плеч интерферометра ?l. Измеряемый на фотодетекторе выходной сигнал (если он есть) прямо пропорционален ?l. Из уже неоднократно упомянутой формулы ?l/l ? h/2 ясно, что чем больше плечи, тем более слабый сигнал можно зарегистрировать. Но удлинять бесконечно плечи интерферометра нельзя из-за того, что это трубы с высоким уровнем вакуума. В современных интерферометрах они уже имеют длину несколько километров. Вспомним также, что гравитационная волна – это поперечная тензорная волна, и она действует на пробные частицы как на рис. 10.2. Тогда ясно, почему у интерферометра два плеча, а не одно. Действительно, в случае одного плеча, если волна распространяется вдоль него, то эффекта просто не будет. В случае двух ортогональных плеч эффект будет всегда, а если волна ортогональна им обоим, то эффект удваивается. Наконец, скажем, что принцип использования пары свободных масс – зеркал и лазерного интерферометра – был предложен Владиславом Пустовойтом и Михаилом Герценштейном в 1962 году.


Поиски гравитационных волн ведутся в очень широком диапазоне частот – от 10–16 до 108 Гц, их длина волны от размера горизонта Вселенной до нескольких метров. То есть частотный диапазон поисков перекрывает более чем 20 порядков. Это важно, поскольку покрываются сигналы от большинства возможных источников. Хорошая чувствительность уже достигнута в интервале частот от 10 до 104 Гц, или на длинах волн от 30 тыс. км до 30 км. На этот диапазон рассчитаны наземные проекты LIGO и VIRGO. Для детектирования гравитационного излучения более низких частот – от 0.1 до 0.0001 Гц (это длины волн порядка расстояния от Земли до Солнца) готовится проект LISA – лазерная космическая антенна. К сожалению, он отложен на неопределенное время, об этом ниже.

Сначала обсудим наземные проекты. Проект LIGO (Laser Interferometer Gravitational wave Observatory) – лазерная интерферометрическая гравитационно-волновая обсерватория – это первоначально национальный проект США. VIRGO – название скопления галактик в созвездии Девы. Этот проект изначально был итало-французский. Фактически проект LIGO/VIRGO включает в себя сеть антенн: две антенны, собственно LIGO, – одна в Хэнфорде, другая в Ливингстоне (США) и антенну VIRGO недалеко от Пизы (Италия). К этой же сети относят меньшие по размерам (и, соответственно, по ожидаемой чувствительности) антенну в Японии (ТАМА) и в северной части Германии (GEO-600). Длина плеч американских инструментов – 4,5 км, итальянского – 4 км, детектора в Германии – 600 м, детектора в Японии – 300 м. Можно сказать, что такая сеть представляет собой единый гравитационно-волновой телескоп. Необходимо использовать именно всю информацию, которая регистрируется этими антеннами, использовать корреляцию между ними, чтобы получить максимум сведений о свойствах гравитационных волн и их источников.

Со временем проекты приобрели международный характер. Ответственность за разработку конструкций и операции на интерферометрах лежит на Калифорнийском технологическом институте. Но существует и международное научное сообщество, которое формулирует задачи, проводит исследовательские работы. В нем участвуют 250 ученых и инженеров из 25 институтов. Большую роль в этом сообществе играют профессор Брагинский и его коллеги из Московского государственного университета. Проблемы, которыми занимается группа из МГУ – это подвес зеркал и тепловые флуктуации, квантовые ограничения и квантовые невозмущающие измерения. Все это связано с наличием избыточных шумов, от которых нужно избавляться, чтобы повысить чувствительность, а это и есть основная задача для физиков, пытающихся зарегистрировать сигнал.

На настоящий момент проект LIGO достиг своей проектной чувствительности – примерно 10–21 на частоте около 100 Гц. Это соответствует сигналу от двух сталкивающихся черных дыр с кинетической энергией порядка М?c2 (М? – масса Солнца) и расстоянием от наземной антенны до места столкновения 30 Мпк (100 млн световых лет). Сигнала не было зафиксировано. Но вспомним, что прогноз на частоту таких событий в одной галактике крайне пессимистичен – одно событие в миллион лет, а грубая оценка показывает, что наблюдается несколько тысяч галактик.

Однако существующий проект LIGO находится в стадии существенного технического усовершенствования, названного Advanced LIGO («продвинутый» LIGO). Его чувствительность должна быть до 10 раз выше существующей. В результате новая модификация LIGO даст возможность «чувствовать» источники гравитационных волн на расстояниях в 10 раз больших, т. е. в объеме Вселенной в 1000 раз большем, чем это позволяют современные интерферометры LIGO. Число наблюдаемых галактик должно по всем оценкам превысить миллион! Вспомним, что частота слияния компактных звезд или черных дыр оценивается в одно событие в миллион лет на галактику. На этом основании многие ученые высказывают мнение, что сигнал должен быть зарегистрированы в течение года после запуска Advanced LIGO, запланированного на 2014 год.

Как детектировать сигнал от локализованных источников, более или менее ясно. Особый подход требуется для детектирования реликтового гравитационно-волнового фона, который представляет собой стохастическое излучение. Он сводится к известной задаче обнаружения «одного шума на фоне другого шума», которая имеет решение при отличии их законов распределения. Но, как предполагается, и реликтовый гравитационный фон, и собственный шум гравитационной антенны имеют одинаковый (!) гауссовый закон распределения. Поэтому остается единственная возможность – измерять взаимную функцию соответствия выходных сигналов двух совершенно одинаковых гравитационных детекторов.

Приходящий из космоса «сигнальный шум» для обеих антенн будет одинаковым по всем параметрам. Поэтому он должен оставаться на выходе и накапливаться со временем. А собственные шумы антенн, наоборот, независимы, так что их взаимная корреляция должна обнулить. Расчеты показывают, что чувствительности антенн должно хватить, чтобы зарегистрировать вариации метрического фона ~ 10–24 за время наблюдения равное одному году. Но это при условии, что два приемника находятся в одном месте (для полной тождественности «сигнальных шумов»). На практике все антенны, наоборот, разнесены. Этого требует стратегия «алгоритма совпадений», для детектирования «разовых» событий. Самое правильное решение этой проблемы – строительство двух совершенно одинаковых детекторов в одном месте. Это уже сделано на интерферометрической антенне Хэнфорда. Там в одной вакуумной трубе параллельно смонтированы два интерферометра с плечами в 2 и 4 км. Так что, наблюдения активно проводятся.

Условно можно сказать, что каждая антенна работает более эффективно на длине волны порядка своего собственного размера. Если сливаются две нейтронные звезды, то и характерная длина волны основного всплеска будет соответствовать «размерам» этой катастрофы, то есть порядка 20 км. Значит и детектирование будет более эффективным, если размеры антенны будут километровыми. Таковыми и являются наземные антенны. Но если цель детектировать реликтовые гравитационные волны или всплески от сливающихся сверхмассивных черных дыр при столкновении ядер галактик, то они имеют размер порядка астрономической единицы и более. Поэтому будет лучше, если детекторы будут как можно больше.


Ясно, чтобы построить детекторы, эффективные для регистрации длинноволновых сигналов (низкочастотных), необходимо их вынести на орбиту. Именно с этим связано проектирование космического интерферометра LISA (Laser Interferometer Space Antenna) – лазерно-интерферометрическая антенна в космосе. Это совместный проект Европейского космического агентства (ESA) и Национального управления по аэронавтике и исследованию космического пространства США (NASA). Схема проекта изображена на рис. 10.5. Роль свободных масс играют 6 зеркал, расположенных на трех спутниках, находящихся на специальных орбитах вокруг Земли. Расстояние между спутниками – 5 млн км. Расчетная частота – 10-4 Гц.

Однако этот проект преследуют неудачи в смысле поддержки. В 2011 году NASA из-за финансовых проблем вышла из проекта LISA, который в результате лишился носителей. Европа имеет свои носители, но они слишком дорогие. Была идея использовать в проекте два российских «Союза». Из-за этого пришлось проект переделать, причем удалось сохранить основные технические характеристики и не превысить разумный бюджет. Измененный проект получил название NGO – New Gravitational wave Observatory. Однако недавно в ESA был конкурс очень дорогих проектов, из трех выбирали один. К сожалению, проект NGO отвергли.

Рис. 10.5. Схема проекта LISA

Проектная чувствительность LISA/NGO уверенно перекрывает сигнал от двойных звезд в нашей Галактике. В отличие от слияния компактных звезд, или от вспышек сверхновых, которые происходят «одноразово» и редко (на эти события в основном нацелен проект Advanced LIGO), двойные звезды излучают непрерывно, сигнал должен быть всегда. Также, чувствительность LISA заметно перекрывает предполагаемый сигнал от процессов, связанных со свермассивными черными дырами, а частота этих событий – 50 раз в год! Сравните: всего 1 раз в 30 лет происходит вспышка сверхновой в среднем в каждой галактике. Поэтому будет очень обидно, если проект LISA/NGO отложат надолго.

Но что делать, если частота еще меньше, чем 10–4 Гц, то есть недоступна даже для LISA? Предложение по этому поводу принадлежит космологу из ГАИШ Михаилу Сажину. Трудность поиска гравитационных волн в низкочастотных областях от 10–4 Гц до 10–8 Гц заключается в том, что необходимо иметь две «пробные частицы». Для таких волн их период порядка 3 лет, тогда и пробные частицы должны находиться на расстоянии трех световых лет! В качестве таких детекторов можно использовать астрономические объекты, например пульсары, у которых чрезвычайно стабильный период пульсаций. Их электромагнитные импульсы, прежде чем попасть в земные радиотелескопы, проходят гигантские расстояния, вплоть до нескольких тысяч световых лет. Значит, два импульса одного пульсара можно считать «пробными частицами», которые пригодны для детектирования долгопериодических гравитационных волн.

Действительно, действие гравитационных волн на пути импульсов приводит к «растяжению» и «сжатию» расстояний между ними. Радиоастрономы будут фиксировать изменение времени прихода импульсов по сравнению со стандартным. Гравитационная волна с амплитудой 10–15 приводит к смещению импульсов, отстоящих друг от друга на расстоянии 3 года, на добавочное время примерно в 100 наносекунд. Но заметить это смещение пока невозможно – не хватает точности земных часов. Чтобы зарегистрировать такие тонкие эффекты, необходимо построить новую шкалу времени, основанную на миллисекундных пульсарах. Именно такие пульсары должны стать стандартными часами – на длительных промежутках времени их точность выше точности земных часов.

Данный текст является ознакомительным фрагментом.

Открытие электромагнитных волн

Открытие электромагнитных волн
Вернемся, однако, к Герцу. Как мы видели, в своей первой работе Герц получил быстрые электрические колебания и исследовал действие вибратора на приемный контур, особенно сильное в случае резонанса. В работе «О действии тока» Герц перешел к

Взаимодействие водяных волн

Взаимодействие водяных волн
Создадим на воде два источника одинаковых по частоте и амплитуде воли. Для этого на знакомом нам приборе заменим стерженек В горизонтальным коромыслом, а на концах коромысла прикрепим два вертикальных стерженька. Каждый стерженек, колеблясь,

Дифракция волн

Дифракция волн
Рассмотрим еще одно важное свойство волн. Мы уже упоминали о нем: волны способны огибать препятствия. Находясь за углом дома, мы хорошо слышим гудок автомобиля, проезжающего по улице. Звук — это волны уплотнений и разрежений воздуха. Если мы слышим звук,

Возбуждение электромагнитных волн

Возбуждение электромагнитных волн
Простейший способ возбудить электромагнитные волны — создать электрический разряд. Представим себе металлический стержень с шаром на конце, заряженный положительным электричеством, и другой такой же стержень, заряженный

Обнаружение электромагнитных волн

Обнаружение электромагнитных волн
Но электромагнитные волны в пространстве глазом не воспринимаются. Как же их обнаружить? И что, собственно, колеблется в этих волнах?Свойства водяных волн мы изучали, наблюдая за колебаниями пробки, па которую действовала водяная волна.

Длина волны электромагнитных волн

Длина волны электромагнитных волн
Но там, где есть периодическое колебание, которое распространяется в пространстве, там можно говорить и о длине волны. У водяных волн мы называли длиной волны расстояние между двумя ближайшими гребнями. А что такое гребень водяной волны?

МАЛЫЕ ДЛИНЫ ВОЛН

МАЛЫЕ ДЛИНЫ ВОЛН
Маленькие расстояния кажутся нам непривычными. Мы не можем узнать, что происходит на самых маленьких расстояниях, без специальных крохотных инструментов. Страница (или экран), которую вы сейчас читаете, выглядит совершенно не так, как элементы, из которых

Описание гравитационных волн

Описание гравитационных волн
Термин «гравитационные волны» ввел сам Эйнштейн вместе с публикацией ОТО. Немного позднее он опубликовал еще одну статью, уточняющую заявление о гравитационных волнах. Точно так же, как и в электродинамике, должно быть излучение, которое

Скорость распространения гравитационных взаимодействий

Скорость распространения гравитационных взаимодействий
В конце главы обсудим еще одну интересную проблему. ОТО включает две фундаментальных константы: гравитационную G и скорость света c. Присутствие первой из них очевидно и естественно – мы имеем дело с

Экспериментальное открытие электромагнитных волн

Экспериментальное открытие электромагнитных волн
Параллельно с теоретическими изучениями уравнений Максвелла проводились экспериментальные исследования по генерации электрических колебаний, получаемых при разряде обычного конденсатора в электрической цепи, и

ЛИГО засекает всплеск гравитационных волн

ЛИГО засекает всплеск гравитационных волн
В Кип-версии (позволю себе пофантазировать) за несколько десятилетий до начала событий фильма двадцатилетний Брэнд работал заместителем у директора проекта под названием ЛИГО (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory –

Гравитационные волны и детекторы волн

Гравитационные волны и детекторы волн
А теперь, прежде чем продолжить разговор об «Интерстеллар», я позволю себе удовольствие рассказать еще немного о гравитационных волнах. На рис. 16.6 – художественное изображение тендекс-линий двух черных дыр, которые вращаются

Критическая орбита: равновесие центробежных и гравитационных сил

Критическая орбита: равновесие центробежных и гравитационных сил
Прибыв на кромку кратера, «Эндюранс» в идеале должен вращаться по ней круг за кругом, с постоянной скоростью. Чтобы он не смещался ни внутрь, ни наружу, гравитационное притяжение черной дыры на кромке

Как LIGO может увидеть гравитационные волны, если в ОТО свет растягивается вместе с пространством? / Хабр

Как же LIGO может регистрировать гравитационные волны, если они растягивают свет вместе с пространством между зеркалами?

Image credit: www.ligo.caltech.edu

Этот вопрос непременно возникает, когда заходит разговор о детектировании гравитационных волн (ГВ). Обычно аргумент приводят такой: мы знаем, что есть гравитационное красное смещение, т.е. гравитация растягивает длины волн. Разумно предположить, что в LIGO свет тоже будет растягиваться, и длины волн, которые мы используем как «линейку» для измерения расстояния между зеркалами, растянутся в той же мере, что и само расстояние. Как же можно тогда пользоваться интерферометром для измерения гравитационных волн?

Представим возможные ответы на него:

  1. ГВ не влияют на свет, так что вопрос не имеет смысла.

  2. ГВ растягивают длину волны света, но очень слабо, так что мы не замечаем.

  3. Это не имеет значения, принцип детектирования не чувствителен к длине волны.

  4. Детекторы на самом деле и не работают.

1. А был ли мальчик?


Начнем с того, что детекторы все же работают.

Кладбище звезд: известные нам массы нейтронных звезд и черных дыр, включая наблюдения LIGO. Image credit: www.ligo.caltech.edu

На настоящий момент мы видели больше десятка событий с ГВ. Самое убедительное — совместное детектирование ГВ и вспышки света от слияния нейтронных звезд. В LIGO увидели ГВ, триангулировали область на небе, откуда они приходят, и сказали телескопам: «Ищите там!». Те посмотрели, и увидели вспышку килоновой именно там, где указали из LIGO. Так что сомнений в том, что оно работает, особо нет. Давайте разберемся, как именно.

2. Что вообще такое LIGO?

Детектор Virgo — европейский детектор, один из трех детекторов, которые видели гравитационные волны.Image credit: www.ligo.caltech.edu

Гравитационная волна, возникнув при слиянии массивных объектов (например, двух черных дыр), распространяется в пространстве-времени как малое возмущение его кривизны. Это приводит к тому, что расстояния между объектами слегка меняются, когда волна проходит через них (точнее, само определение расстояния изменяется). В LIGO два плеча интерферометра Майкельсона длиной в 4км изменяются на ~10-18м, и детектор способен уловить это изменение. Важный момент: если ГВ растягивает одно плечо интерферометра, второе плечо будет сжато пропорционально (в идеале; это следует из квадрупольной природы ГВ и наличия у них двух поляризаций).

На Хабре уже есть хорошая статья про устройство LIGO, так что перейдем собственно к ответу на вопрос, поставленный в начале статьи.

3. Концепция измерений

Анимация, которая демонстрирует принцип работы детектора

Для начала рассмотрим пример, который поможет понять основной принцип работы детектора.

Настоящий детектор работает с непрерывным светом — лазер все время накачивает резонаторы в LIGO светом, а фотодиоды постоянно регистрируют наличие/отсутствие сигнала. Но для примера упростим схему: пусть у нас есть источник фотонов, который одновременно посылает фотоны в двух направлениях, там они отражаются от зеркал, и возвращаются на детектор фотонов (в нашем случае делитель луча), как показано на иллюстрации ниже.

Если два зеркала находятся на равном расстоянии от источника фотонов, два фотона вернутся на детектор одновременно (как на рисунке выше). Если ГВ растягивает одно плечо на , и сжимает другое на , то один фотон придет раньше другого на c, как на рисунке выше. Это очень мало, конечно, и было бы невозможно измерить напрямую, но мы и измеряем несколько иначе. Я хотел просто продемонстрировать главный посыл этого поста:

Детектор — не линейка, а часы

4. Подробное объяснение


Рассмотрим теперь интерферометр Майкельсона, в который светят непрерывным лазером, луч делится поровну на делителе луча, отражается от конечных зеркал и, возвращаясь обратно на делитель луча, интерферирует.

Для простоты предположим, что ГВ представляет собой «ступеньку» — моментально изменяет метрику на малую величину . Под словами «изменение метрики» мы имеем в виду, что определение расстояния несколько изменяется, т.е. все расстояния возрастают (или уменьшаются) в раз. Если мы рассмотрим расстояние между делителем луча и конечным зеркалом , при изменении метрики оно возрастет на , так что .

Замечание: важно, что представление ГВ «ступенькой» только полезно для рассмотрения на пальцах, в реальности необходимо рассматривать ГВ как волну с определенной длиной.

Рассмотрим, что происходит со светом в этот момент.

В момент прихода ГВ длина волны света растягивается относительно изначальной длины волны (полупрозрачные кривые). NB: длина волны показана сравнимой с длиной плеча для наглядности, на самом деле длина волны лазера около 1 микрона, а длина плеча — 4 км.

Если у зеркала до растяжения находился узел стоячей волны, он там же и останется после растяжения, как показано на картинке выше. Почему? Этого требует теория относительности: так как не существует выделенной независимой системы покоя, узлу ничего не остается делать, как оставаться там же, где он был относительно поверхности зеркала. То есть, длина волны увеличивается в раз, как и предполагалось в начале статьи по аналогии с гравитационным красным смещением.

Так получается, что все же свет растянулся вместе с детектором, и мы не можем зарегистрировать сигнал?

И таки можем!

Покажем это на картинке выше: проследим путь конкретного узла в растянутой волне на пути туда и обратно, отметив его кружком. Несмотря на растяжение, свет все еще распространяется со скоростью света. А это значит, что для только что вошедшей в плечо части волны потребуется больше времени, чтобы преодолеть путь туда-обратно (вспомним тут пункт 3 из статьи). То есть, ее фаза по прибытию изменится (как можно видеть на картинке).

Более того, свет продолжает накачивать свет с нерастянутой длиной волны.

Фаза, набранная светом на пути от делителя к зеркалу и обратно, зависит от собственной частоты света , наблюдаемой на делителе луча, и времени :

Можно показать (напр. тут или тут), что если длина волны ГВ гораздо больше длины плеча интерферометра, собственная частота практически не меняется. А время задержки будет зависеть от расстояния между зеркалами:


Соответственно, по приходу на делитель луча, фаза света будет обладать задержкой, зависящей от величины метрики . В другом плече все будет происходить так же с точностью до знака перед — ведь это плечо будет не растягиваться, а сжиматься. В итоге на делителе луча разность фаз между двумя плечами будет


Из этого уравнения, кстати, очевидно, почему у детектора такое длинное плечо — чем больше длина L по сравнению с длиной волны, тем чувствительнее детектор. Детекторы следующего поколения, типа Einstein Telescope или Cosmic Explorer, будут еще длиннее — от 10 до 40 км.

Замечу, что в реальности ГВ не бывает «ступенькой», это волна с длиной волны много больше длины плеча, так что за время, пока один «узел» световой волны проходит туда-обратно, растяжением его можно пренебречь. Поэтому первый момент «растяжения» света из рассмотрения «на пальцах» на самом деле фактически отсутствует.

Итак, вывод. Правильный ответ на вопрос в начале статьи: и 2 и 3 — гравитационные волны действуют на свет несколько иначе, нежели на расстояние между зеркалами, но это не имеет значения, так как в любом случае мы измеряем не длину волны, а задержку по фазе. Иными словами,

гравитационно-волновой детектор работает как часы, а не как линейка.

5. Заключение


Важно подчеркнуть, что гравитационная волна влияет на длину волны света иначе, нежели на расстояние между зеркалами. Связано это в первую очередь с тем, что период ГВ много больше времени, которое занимает у света на путь туда-обратно. Плечо интерферометра продолжает растягиваться со временем, следуя периоду ГВ, а свет все время поступает «новый» из лазера.

Кроме того, в реальном детекторе есть дополнительные зеркала, создающие несколько резонаторов, которые эффективно увеличивают длину плеча. Однако, это не влияет на основную идею.

Так что мы действительно можем наблюдать гравитационные волны, и никакой конспирологии!

Image credit: www.ligo.caltech.edu

6. Новости LIGO


В качестве постскриптума, немного о том, что происходит в LIGO сейчас. Второй цикл наблюдений О2 принес не только наблюдение слияния нейтронных звезд и первое совместное наблюдение ГВ тремя детекторами, включая Virgo, но и множество других событий. В самом ближайшем будущем результаты анализа данных будут опубликованы, а сами данные станут открытыми и доступными для анализа.

LIGO сейчас заканчивает многочисленные обновления, среди которых установка сжатого света и более мощный лазер, что увеличит чувствительность детектора в несколько раз и позволит наблюдать гораздо больше событий (при хорошем раскладе — по событию в неделю).

В начале следующего года начнется новый цикл наблюдений О3.

Литература

[1] P.Saulson «If light waves are stretched by gravitational waves, how can we use light as a ruler to detect gravitational waves?».

[2] V. Faraoni, A common misconception about LIGO detectors of gravitational waves, Gen. Relativ. Gravit. 39, 677 (2007).

[3] L. S. Finn, Response of interferometric gravitational wave detectors, Phys. Rev. D 79, 022002 (2009).

[4] S. A. Hughes, Gravitational Waves from Merging Compact Binaries, Annu. Rev. Astron. Astrophys. 47, 107 (2009).

Измерения на грани фантастики. Нобелевская премия по физике 2017 года ушла за детекцию гравитационных волн

Нобелевскую премию по физике 2017 года с формулировкой «за решающий вклад в детектор LIGO и за наблюдение гравитационных волн» вручили трем американским физикам. Половина премии досталась Райнеру Вайссу из Массачусетского технологического института и по четверти — Кипу Торну и Барри Бэришу из Калифорнийского технологического института. Вайсс занимался разработкой детекторов гравитационных волн, Кип Торн — один из главных теоретиков этой области и инициатор проекта LIGO по поиску гравитационных волн, а Бэриш — первый руководитель и основатель LIGO.

Как и многие другие истории в физике, о гравитационных волнах начинают рассказывать с Альберта Эйнштейна. Именно он предсказал (хотя поначалу собирался утверждать совершенно обратное!), что массивные, движущиеся с ускорением тела так возмущают ткань пространства-времени вокруг себя, что запускают гравитационные волны, то есть пространство вокруг этих объектов физически сжимается и разжимается, а со временем эти колебания разбегаются по всей Вселенной, как разбегаются круги по воде от брошенного камня.

Как поймать гравитационную волну?

За десятки лет измерений поймать, то есть достоверно зафиксировать гравитационные волны пытались многие физики, но впервые это получилось только 14 сентября 2015 года. Это было измерение на пределе доступной человечеству точности, возможно, самый тонкий эксперимент современной науки. Гравитационная волна, запущенная слиянием двух черных дыр в миллиарде с лишним световых лет от нас привела к тому, что четырехкилометровые плечи гравитационных телескопов коллаборации LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory, или лазерно-интерферометрическая гравитационно-волновая обсерватория) сжимались и разжимались на какие-то исчезающие доли от характерных размеров атомов, что было зафиксировано с помощью сверхточной оптики. Событие абсолютно циклопических, вселенских масштабов вызвало на Земле крошечный, еле заметный отзвук.

Так выглядела первая «пойманная» детекторами LIGO гравитационная волна / Иллюстрация: Johan Jarnestad/The Royal Swedish Academy of Sciences

«То, что используется для детектирования гравитационных волн сейчас, — это самые последние достижения в сфере лазерной физики и вакуумных технологий и новейшие средства для обработки и расшифровки информации. Действительно, без такого уровня технологий, которые есть сейчас, помыслить два-три десятка лет назад о том, что мы можем детектировать гравитационные волны, было нельзя», — отметил в беседе с корреспондентом портала «Чердак» президент Российской академии наук Александр Сергеев. Его научная группа из Института прикладной физики РАН — одна из участников коллаборации LIGO (вторая российская группа возглавляется Валерием Митрофановым из МГУ).

Неудивительно, что после этого физики из LIGO взяли несколько месяцев на проверку результатов и только 11 февраля 2016 года рассказали миру о своем открытии — почти вековая охота за гравитационными волнами наконец закончилась удачей.

После этого LIGO детектировал еще несколько гравитационных событий. Некоторые из них были отсеяны за недостаточной достоверностью (то есть плечи интерферометров снова начинали колебаться, но такое же поведение в этих случаях можно было объяснить и фоновыми процессами), но в копилку физиков все-таки упало еще целых три события. Гравитационные волны от слияния других черных дыр приходили на Землю еще 25 декабря 2015 года, 4 января 2017 года и 14 августа 2017 года.

О последнем из них сообщили совсем недавно, меньше недели назад. В этот раз гравитационный сигнал был зафиксирован уже с помощью трех установок: вместе с американскими LIGO начал работать гравитационный телескоп европейской коллаборации VIRGO. Гравитационная волна по очереди прошла через каждую из установок, что позволило значительно увеличить точность определения места ее рождения.

Сотрудник LIGO в трубе детектора / Фото: Caltech/MIT/LIGO Lab

Почему это важно?

Здесь есть два главных аспекта. Первый — фундаментальный. Предсказания гравитационных волн — это важная часть общей теории относительности (ОТО), а потому их экспериментальное обнаружение еще раз подтверждает ОТО.

«Регистрация [гравитационных волн] — это мощнейшее подтверждение фундамента, на котором стоит наука. Люди уверены в общей теории относительности и уверенно с ней работают… Это фундаментальнейшая вещь. Конечно, деваться было некуда, надо было давать премию», — сказал корреспонденту «Чердака» ведущий научный сотрудник Института ядерных исследований РАН и Астрокосмического центра ФИАН Борис Штерн.

Кроме этого, успех с гравитационными волнами косвенно подтверждает многие астрофизические модели. Ведь физики сначала рассчитали, как должны выглядеть гипотетические сигналы от различных гравитационных событий, например того же слияния черных дыр, и только потом получили точно такие же сигналы в наблюдении.

Схематичная демонстрация того, как Солнце и Земля искажают пространство-время (зеленая сетка) / Изображение: T. Pyle/Caltech/MIT/LIGO Lab

Второй аспект с важностью гравитационных волн чуть менее фундаментальный — он скорей про расширение возможностей человечества. Четыре события за два года — это уже тенденция. По обещаниям физиков, точность гравитационных телескопов дальше будет только повышаться, событий будет фиксироваться только больше, и так мы разглядим наш мир с еще одного, необычного ракурса. К оптическим, рентгеновским, радио- и многим другим телескопам теперь добавляются гравитационные.

С их помощью можно «разглядеть» многие буквально невидимые вещи. Например, слияние тех же самых черных дыр скорей всего не оставляет никаких следов в любых диапазонах электромагнитных волн, и, соответственно, может быть зафиксировано только с помощью гравитационных телескопов.

Что будет дальше?

Тут есть разные прогнозы. Одни рассуждают о новой физике, другие ждут обнаружения реликтовых гравитационных волн, гуляющих по Вселенной с первых моментов ее создания.

«Это только первые гравитационные волны от астрофизических, хотя и очень необычных объектов — черных дыр. А вот теперь все астрофизики будут ждать открытия из тех эпох, когда рождалась наша Вселенная. Кроме гравитационных волн никакие сигналы оттуда не доходят. И то, что мы научились их ловить, — мы открыли канал, которые позволит заглянуть в то время, когда рождалась Вселенная, а может быть, еще и до этого», — рассказал корреспонденту «Чердака» заведующий лабораторией космического мониторинга ГАИШ МГУ Владимир Липунов.

Но самый реалистичный сценарий — это одновременное детектирование гравитационных событий с помощью других телескопов.

Сейчас LIGO и VIRGO уже скидывают координаты событий другим телескопам (например, автоматическим телескопам системы МАСТЕР, которой руководит Липунов), но те пока ни разу не видели никаких «отпечатков» волн в других диапазонах. Поэтому все эти гравитационные события пока остаются в некой степени анонимными — мы знаем, на каком примерно расстоянии от Земли встретились две черные дыры и какова была их масса, но где точно это произошло или что, например, было на месте черных дыр до этого, сказать не можем.

Поэтому физики очень ждут регистрации гравитационных волн от какого-нибудь другого события, например столкновения двух нейтронных звезд, которое должно быть видно и в других диапазонах. По слухам, в конце августа физики даже уже зарегистрировали такой сигнал от двух нейтронных звезд в галактике NGC 4993 в 130 миллионах световых лет от Земли, но пока официального подтверждения этому нет. Но и того, что есть, уже вполне достаточно для одного из самых быстрых вручений Нобелевской премии — после открытия ученые прождали ее меньше двух лет.

И это, кажется, только начало большой научной истории. «Эти три телескопа (имеются в виду два телескопа LIGO и один VIRGO — прим. „Чердака“) сделали еще одно величайшее открытие — вот тут мы уже поучаствовали. Но об этом я сейчас не могу говорить. 16 октября будет пресс-конференция у нас в МГУ и прямая трансляция из Америки», — сказал Липунов (выделение наше — прим. «Чердака»).

Так что — задержите дыхание, пристегните ремни. Кажется, на вручении Нобелевской премии история с охотой на гравитационные волны еще не заканчивается.

 Михаил Петров

Теги

Нобелевская премия (Наука)Астрофизика

Ученые впервые прямо обнаружили гравитационные волны | MIT News

Сегодня, почти 100 лет назад, Альберт Эйнштейн предсказал существование гравитационных волн — ряби в ткани пространства-времени, вызванных чрезвычайно сильными космическими катаклизмами в ранней Вселенной. С его знаниями о Вселенной и технологиями, доступными в 1916 году, Эйнштейн предположил, что такие колебания будут «исчезающе малы» и их почти невозможно обнаружить. Астрономические открытия и технологические достижения прошлого века изменили эти перспективы.

Теперь впервые ученые из Научного сотрудничества LIGO, в которых заметную роль играют исследователи из Массачусетского технологического института и Калифорнийского технологического института, непосредственно наблюдали рябь гравитационных волн с помощью прибора на Земле. Тем самым они еще раз убедительно подтвердили общую теорию относительности Эйнштейна и открыли новый взгляд на Вселенную.

Но это еще не все: ученые также расшифровали сигнал гравитационной волны и определили его источник. Согласно их расчетам, гравитационная волна является продуктом столкновения двух массивных черных дыр на расстоянии 1,3 миллиарда световых лет от нас — чрезвычайно экстремального события, которое до сих пор не наблюдалось.

Исследователи обнаружили сигнал с помощью Лазерного интерферометра Гравитационно-волновой обсерватории (LIGO) — двойных детекторов, тщательно сконструированных для обнаружения невероятно слабых вибраций от проходящих гравитационных волн. Как только исследователи получили гравитационный сигнал, они преобразовали его в звуковые волны и прослушали звук двух черных дыр, сближающихся по спирали, а затем сливающихся в большую единую черную дыру.

«Мы действительно слышим, как они стучат по ночам», — говорит Мэтью Эванс, доцент кафедры физики Массачусетского технологического института. «Мы получаем сигнал, который поступает на Землю, и мы можем поместить его в динамик, и мы можем услышать, как эти черные дыры издают «Упс». В этом наблюдении есть очень интуитивная связь. Вы действительно слушаете эти вещи, которые раньше были чем-то фантастическим».

Дальнейший анализ гравитационного сигнала позволил команде отследить последние миллисекунды перед столкновением черных дыр. Они определили, что черные дыры, в 30 раз массивнее нашего Солнца, вращались вокруг друг друга со скоростью, близкой к скорости света, прежде чем сливаться при столкновении и выделять огромное количество энергии, эквивалентное примерно трем солнечным массам, согласно уравнению Эйнштейна E. =mc 2 — в виде гравитационных волн.

«Большая часть этой энергии высвобождается всего за несколько десятых секунды», — говорит Питер Фричель, главный исследователь LIGO и старший научный сотрудник Института астрофизики и космических исследований им. Кавли Массачусетского технологического института. «В течение очень короткого промежутка времени фактическая мощность гравитационных волн была выше, чем весь свет в видимой Вселенной».

Затем эти волны прокатились по вселенной, эффективно искажая ткань пространства-времени, прежде чем пройти через Землю более миллиарда лет спустя в виде слабых следов своего прежнего насильственного происхождения.

«Это впечатляющий сигнал, — говорит Райнер Вайс, почетный профессор физики Массачусетского технологического института. «Это сигнал, который многие из нас хотели наблюдать с тех пор, как была предложена LIGO. Он показывает динамику объектов в самых сильных гравитационных полях, которые только можно вообразить, в области, где ньютоновская гравитация вообще не работает, и для объяснения явлений нужны полностью нелинейные уравнения поля Эйнштейна. Триумф заключается в том, что форма волны, которую мы измеряем, очень хорошо представлена ​​решениями этих уравнений. Эйнштейн прав в режиме, когда его теория никогда прежде не проверялась».

Новые результаты опубликованы сегодня в журнале Physical Review Letters.

«Великолепно выровнены»

Первое свидетельство существования гравитационных волн появилось в 1974 году, когда физики Рассел Халс и Джозеф Тейлор обнаружили на расстоянии 21 000 световых лет от Земли пару нейтронных звезд, которые, казалось, вели себя любопытным образом. . Они пришли к выводу, что звезды вращаются вокруг друг друга таким образом, что должны терять энергию в виде гравитационных волн — открытие, которое принесло исследователям Нобелевскую премию по физике в 1919 году.93.

Теперь LIGO провела первое прямое наблюдение гравитационных волн с помощью прибора на Земле. Исследователи обнаружили гравитационные волны 14 сентября 2015 года в 5:51 утра по восточному поясному времени с помощью двух интерферометров LIGO, расположенных в Ливингстоне, штат Луизиана, и Хэнфорде, штат Вашингтон.

Каждый L-образный интерферометр имеет длину 4 километра и использует лазерный свет, разделенный на два луча, которые проходят вперед и назад через каждое плечо, отражаясь между точно сконфигурированными зеркалами. Каждый луч следит за расстоянием между этими зеркалами, которое, согласно теории Эйнштейна, бесконечно мало изменится, когда мимо прибора пройдет гравитационная волна.

«Вы можете почти визуализировать это так, как если бы вы бросили камень на поверхность пруда, и рябь исчезла», — говорит Нергис Малвалвала, профессор астрофизики Кертиса и Кэтлин Марбл в Массачусетском технологическом институте. «[Это] что-то, что искажает пространство-время вокруг себя, и это искажение распространяется наружу и достигает нас на Земле сотни миллионов лет спустя».

В марте прошлого года исследователи завершили масштабную модернизацию интерферометров, известную как Advanced LIGO, повысив чувствительность инструментов и позволив им обнаруживать изменение длины каждого плеча, меньше одной десятитысячной диаметра протона. К сентябрю они были готовы начать с ними наблюдения.

«Эффект, который мы измеряем на Земле, эквивалентен измерению расстояния до ближайшей звезды, Альфы Центавра, с точностью до нескольких микрон», — говорит Эванс. «Это очень сложное измерение. Эйнштейн ожидал, что это никогда не будет реализовано».

Тем не менее, сигнал прошел. Используя уравнения Эйнштейна, команда проанализировала сигнал и определила, что он возник в результате столкновения двух массивных черных дыр.

«Мы думали, что будет очень сложно доказать себе и другим, что первые несколько сигналов, которые мы увидели, были не просто случайными случайностями и случайным шумом», — говорит Дэвид Шумейкер, директор лаборатории LIGO Массачусетского технологического института. «Но природа была просто невероятно добра, доставив нам сигнал, который очень велик, чрезвычайно прост для понимания и абсолютно, великолепно согласуется с теорией Эйнштейна».

Для сотен ученых LIGO это новое обнаружение гравитационных волн знаменует собой не только кульминацию многолетних поисков, но и начало нового взгляда на вселенную.

«Это действительно открывает совершенно новую область для астрофизики, — говорит Эванс. «Мы всегда смотрим в небо с помощью телескопов и ищем электромагнитное излучение, такое как свет, радиоволны или рентгеновские лучи. Теперь гравитационные волны — это совершенно новый способ, с помощью которого мы можем познавать вселенную вокруг нас».

Крошечное обнаружение, огромная отдача

Исследования LIGO проводятся Научной коллаборацией LIGO (LSC), группой из примерно 950 ученых из университетов США, включая Массачусетский технологический институт, и 15 других стран. Обсерватории LIGO находятся в ведении Массачусетского технологического института и Калифорнийского технологического института. Инструменты были впервые исследованы как средство обнаружения гравитационных волн в 1970-х годах Вайсом, который вместе с Кипом Торном и Рональдом Древером из Калифорнийского технологического института предложил LIGO в 1980-х годах.

«Это было 20 лет работы, а для некоторых из нас даже больше», — говорит Эванс. «Я долго работал над этими детекторами, но ничего не видел. Так что это настоящая кардинальная перемена и интересное психологическое изменение для всего сотрудничества».

«Проект представляет собой триумф исследований, финансируемых из федерального бюджета», — говорит Мария Зубер, вице-президент по исследованиям и профессор геофизики Массачусетского технологического института. «LIGO — это пример высокорисковых и высокодоходных инвестиций в науку, основанную на открытиях. В данном случае инвестиции были крупными и устойчивыми в течение многих лет, а успешный результат далеко не гарантирован. Но научная отдача обещает быть экстраординарной. Хотя открытия, о которых здесь сообщается, уже великолепны, они представляют собой лишь верхушку айсберга того, что предстоит узнать о фундаментальной физике и природе Вселенной».

Обсерватории LIGO в ближайшем будущем будут обновлены. В настоящее время инструменты работают с одной третью от их прогнозируемой чувствительности. Как только они будут полностью оптимизированы, Шумейкер предсказывает, что ученые смогут обнаруживать гравитационные волны, исходящие «с края Вселенной».

«Через несколько лет, когда это будет полностью введено в эксплуатацию, мы должны наблюдать события от целого ряда объектов: черных дыр, нейтронных звезд, сверхновых, а также вещей, которые мы еще не могли себе представить, на частоте один раз в день или раз в неделю, в зависимости от того, сколько сюрпризов вас ждет». — говорит Шумейкер. «Это наша мечта, и пока у нас нет причин знать, что это неправда».

Что касается этого нового гравитационного сигнала, Вайс, который первым придумал элементарную конструкцию LIGO в 1970-х годах в рамках экспериментального упражнения для одного из своих курсов в Массачусетском технологическом институте, считает крошечное обнаружение огромной выгодой.

«Это первое реальное свидетельство высокой напряженности гравитационного поля, которое мы сейчас видим: чудовищные вещи, такие как звезды, движутся со скоростью света, врезаются друг в друга и заставляют геометрию пространства-времени превращаться в своего рода стиральной машины», — говорит Вайс. «И эта чудовищно сильная штука произвела в нашем аппарате очень крохотный эффект, относительное перемещение от 10 до минус 18 метров между зеркалами в плечах интерферометра. Невероятно даже думать об этом».

Это исследование финансировалось Национальным научным фондом.

Обнаружение гравитационных волн

  • Новости
  • Обнаружения
  • Наша наука объяснила
  • Мультимедиа
  • Образовательные ресурсы
  • Для исследователей
  • Наше сотрудничество
  • Лаборатория LIGO
  • Планы наблюдения

Информация об обнаружении гравитационных волн, сделанных коллаборацией LIGO-Virgo-KAGRA на сегодняшний день.

Перейти на отдельную страницу для определенного события (перечисленного в обратном хронологическом порядке даты объявления) или см. раздел «Общие ресурсы обнаружения» ниже для получения дополнительной информации об обнаруженных нами сигналах.

  • Каталог O3b (GWTC-3: Сводка обнаружений во второй половине третьего сеанса наблюдений. )
  • GW200105 и GW200115 (Первое подтвержденное слияние нейтронных звезд и черных дыр.)
  • Каталог O3a (GWTC-2: Сводка обнаружений в первой половине третьего сеанса наблюдений.)
  • ГВ190521
  • ГВ190814
  • ГВ1

  • ГВ1
  • Каталог O1/O2 (Сводка обнаружений во время первого и второго сеансов наблюдений.)
  • ГВ170608
  • GW170817 (Первое обнаружение двойной нейтронной звезды; первый электромагнитный аналог.)
  • ГВ170814
  • ГВ170104
  • ГВ151226
  • GW150914 (Первое обнаружение.)

Документы, веб-сайты и мультимедиа

  • Полный список публикаций LSC. (См. Прогоны O1 и выше для документов после первого обнаружения.)
  • Научные сводки
  • Открытый научный центр гравитационных волн (GWOSC): загрузите данные LIGO/Virgo или изучите учебные пособия по анализу данных гравитационных волн. См. также их страницу публикации данных, чтобы загрузить данные LIGO/Virgo.
  • Хронология и краткая история проекта LIGO.
  • Страница Caltech Media Assets для GW150914 содержит множество полезных документов, графиков и видео.
  • Массы на звездном кладбище: интерактивный график, показывающий известные черные дыры звездной массы и нейтронные звезды с измерениями массы. (Северо-западный/Фрэнк Елавский/LIGO-Virgo)
  • Пузырьковая диаграмма черной дыры: интерактивный график, показывающий известные черные дыры звездной массы из кандидатов в гравитационные волны и рентгеновские двойные системы. (Школа физики и астрономии Кардиффского университета/Крис Норт)
  • Компактный двоичный каталог LIGO: интерактивный график, показывающий свойства обнаружений гравитационных волн и кандидатов. (Школа физики и астрономии Кардиффского университета/Крис Норт)
  • Средство просмотра гравитационных волн: интерактивное средство просмотра гравитационных волн, показывающее формы сигналов гравитационных волн, обнаруженных LIGO-Virgo (Школа физики и астрономии Кардиффского университета/Крис Норт)
  • Звуки пространства-времени:
    Веб-сайт, который объясняет физику гравитационных волн с помощью аналогии между гравитационными волнами и звуковыми сигналами. (Государственный университет Монклера/Марк Фавата)
  • Гравоскоп LIGO:
    Интерактивный инструмент, позволяющий сравнивать изображения Вселенной в диапазоне длин волн.
    Также показаны местоположения обнаруженных сигналов гравитационных волн. (Группы астрономии и астрономических приборов Кардиффского университета)
  • Gravity Spy: гражданский научный проект, призванный помочь LIGO в поиске гравитационных волн путем улучшения классификации сбоев.
  • Einstein@Home: используйте время простоя вашего компьютера для поиска пульсаров с использованием данных гравитационных волн, радио и гамма-излучения.
  • Руководство для преподавателей: содержит справочные материалы о гравитационных волнах и занятиях в классе, которые соответствуют научным стандартам K-12. (Государственный университет Сономы)
  • Галерея изображений, размещенная на сайте лаборатории LIGO.
  • Канал LSC на Youtube, страница в Facebook и страница в Twitter.
  • рингтонов «Чирп» из первых двух обнаружений. (Инструкции). GW150914 [файл m4r (iPhone) | mp3-файл (Android)]; GW151226 [файл m4r (iPhone) | mp3-файл (Android)]

С 2019 года мы выпускаем оперативные оповещения общественности о событиях-кандидатах гравитационных волн в ходе текущих наблюдений.
Обратите внимание, что их не следует рассматривать как подтвержденные обнаружения до публикации полных результатов анализа.
См. здесь для получения подробной информации о текущем сеансе наблюдений и системе оповещения населения,
и ссылки на полезные ресурсы для недавних кандидатов.

Кратко

Сигнал GW150914, наблюдаемый двумя обсерваториями LIGO в Ливингстоне, Луизиана, и Хэнфорде, Вашингтон. Сигналы исходили от двух сливающихся черных дыр, масса каждой из которых примерно в 30 раз превышает массу нашего Солнца и которые находятся на расстоянии 1,3 миллиарда световых лет от нас. На двух верхних графиках показаны данные, полученные в Ливингстоне и Хэнфорде, а также предсказанные формы сигнала. Эти предсказанные формы волны показывают, как должны выглядеть две сливающиеся черные дыры в соответствии с уравнениями общей теории относительности Альберта Эйнштейна, наряду с вездесущим шумом прибора. Время отложено по оси X, а деформация по оси Y.

Массы обнаружений LIGO/Virgo. LIGO и Virgo наблюдали слияние нескольких компактных двойных объектов. Черные дыры представляют собой новую популяцию с массами, которые больше, чем те, которые ранее наблюдались только с помощью рентгеновских исследований. На этом графике показаны массы бинарных компонентов до слияния, а также масса остатка слияния. [Изображение предоставлено: LIGO-Virgo/Северо-Западный университет/Фрэнк Елавски]

  • Подтверждение финансирования
  • Контакт
  • Юридический
  • Кредиты
  • LSC внутренний

Связаться с нами:

Обнаружение гравитационных волн

Обнаружение гравитационных волн

Авторское право © Майкл Ричмонд.
Эта работа находится под лицензией Creative Commons License.

  • Слияние черных дыр
  • Насколько большим должен быть наш детектор GW?
  • Точное определение источника волны
  • Источник гравитационных волн GW 170814
  • Источник гравитационных волн GW 170817

Сценарий: слияние черных дыр

Нам нужен источник гравитационных волн.
Пара черных дыр, вращающихся очень близко друг к другу,
должен сделать трюк.
Картина в основном выглядит так:

Давайте выберем некоторые репрезентативные параметры,
аналогичны реальным гравитационно-волновым системам
обнаружены LIGO.

    Масса каждой черной дыры M = 10 солнечных масс = 2 x 10  31  кг.
                                       2 Г М
    Радиус черных дыр R  BH  = -----
                                        в  2 
    Радиус орбиты R = 2 R  BH 
    Скорость на орбите v
    Расстояние от Земли D = 340 Мпк

Можете ли вы вычислить значения этих параметров?
Мои ответы.

Теперь два наиболее важных свойства гравитационного поля.
волна

  • амплитуда , выраженная безразмерным параметром,
    иногда называют «штаммом»
  • частота , выраженная в Гц

Для нашей репрезентативной системы, показанной выше,
что это за свойства?

  В: Каков ПЕРИОД волны в данный момент?
  В: Какова ЧАСТОТА волны?

Из чего мы можем оценить частоту 200 Гц.

Это правильно?
Ну, когда

LIGO сообщила об обнаружении слияния двух «легких» черных дыр
Ранее в этом году,
записанный им сигнал «чирп» выглядел так:


Рисунок 1 взят из

Эбботт и др., arXiv 1711.05578 (2017)

Другое дело амплитуда волны.
Настоящий ответ требует некоторых сложных расчетов,
но в грубом приближении
можно сказать, что безразмерная деформация ч волны
порождается некоторой массой M , движущейся с некоторой скоростью v ,
и наблюдается на расстоянии D ,
примерно



Благодаря

Тевиет Крейтон
для этого приближения

Первый член имеет единицы длины — это примерно размер
горизонт событий массы;
второе слагаемое, включающее расстояние
между источником и наблюдателем имеет единицы длины на один больше;
а третий член, очевидно, является чистым отношением.
Это означает, что этот «штамм» h не должен иметь единиц.

  В: Какова ДЕФОРМАЦИЯ волны, наблюдаемая на Земле?

Мой ответ

Это… очень маленькое значение.

Насколько большим должен быть наш детектор гравитационных волн?

Мы явно ищем очень слабый сигнал.
Но как именно можно обнаружить любую гравитационную волну, большую или маленькую?

Ответ основан на том, как проходящее гравитационное
волна будет взаимодействовать с пространством и материей.
Как волна пролетает через какую-то область пространства,
это заставляет пространство сжиматься в одном перпендикуляре
направлении (и расширяться в другом),
а затем расширяться в этом перпендикулярном направлении
(при сокращении в другом).

Например, если мы повесим этот портрет на стену,
а затем отправить гравитационную волну в стену,
мы бы увидели, как это искажается как … (нажмите на изображение).

Одним из способов обнаружения такой волны является использование интерферометра .
двумя длинными руками.
Световые волны от одного лазера расщепляются, так что половина
спуститься по одной руке и наполовину спуститься по другой.
Отскочив от зеркал на концах каждой руки,
два луча объединяются в датчике.
Мы можем отрегулировать длину рук
так что — когда нет гравитационных волн —
два луча объединяются РАЗРУШИТЕЛЬНО,
давая большое жирное «ничего» на датчике.


Изображение предоставлено

ЛИГО

С другой стороны, если возникает гравитационная волна
пролететь через интерометр «сверху» или «снизу»
(перпендикулярно рукам),
тогда это приведет к изменению длины рук.
Это, в свою очередь, вызовет разницу в пути между
два световых луча для смены,
что разрушит совершенную деструктивную интерференцию:
наш датчик обнаружит свет!
И если гравитационная волна имеет определенную частоту,
это отпечатает эту частоту на изменении
длина плеч, а значит и на выходе датчика.

Во всяком случае, это основная идея.
Настоящий интерферометр, такой как LIGO, немного сложнее.
Хорошо, НАМНОГО сложнее.

Изображение предоставлено

ЛИГО

Но прежде чем мы поговорим о настоящем LIGO
больше,
давайте попробуем выяснить одну очень важную особенность
детектора гравитационных волн интерферометрического типа:
какой длины должны быть ноги?

Если наш интерферометр имеет ноги длиной L ,
и гравитационная волна с амплитудой деформации ч
проходит через него, изменение длины каждой ноги будет

Мы можем изменить уравнение, чтобы вычислить требуемую длину L
если у нас есть какое-то конкретное минимальное обнаруживаемое изменение
в длину Δ x .
Можете ли вы заполнить таблицу ниже?

      Минимальное обнаруживаемое изменение Минимальная длина ноги
              Δ x   Д 
-------------------------------------------------- -----
                    1 м
         
(видимый свет) 500 нм
  
(ядро атома) 1 фм
-------------------------------------------------- -----

Мои ответы.

Ой! Все они действительно большие!

Оказывается, у настоящего LIGO есть ноги, которые
около L = 4000 м = 4 км длины.


Изображение предоставлено

Калифорнийский технологический институт / Массачусетский технологический институт / Лаборатория LIGO


  В: Каково изменение длины ноги LIGO из-за нашего
            каноническая гравитационная волна?

Это МАЛЕНЬКОЕ изменение длины!
Но умные ребята из LIGO, по сути, увеличили его.
заставляя фотоны многократно отскакивать назад и вперед
раз (около 100-200 раз), прежде чем окончательно мешать друг другу.


Изображение взято из

Алан Вайнштейн, Калифорнийский технологический институт

  В: Предположим, что одиночный фотон пролетает 3 мс, прежде чем вмешается
          со своим партнером. Что такое «эффективное» изменение в
          длина ноги из-за нашей канонической гравитационной волны?

Это все еще МАЛЕНЬКОЕ изменение — намного меньше, чем
размер атомного ядра.
Но ребята из LIGO смогли это обнаружить!
Смотреть!


Изображение на основе

Документ ЛИГО T1500293-в13

Конечно, это очень сложное дело,
и инженерный подвиг.
Например, лучи света должны проходить через
вакуум, чтобы избежать рассеивания частиц воздуха.
Итак, каждая нога представляет собой вакуумную камеру длиной 4 км:


Изображение предоставлено

Калифорнийский технологический институт / Массачусетский технологический институт / Лаборатория LIGO

Зеркала должны быть защищены от вибраций,
поэтому инженеры создали очень сложную
аппарат для их изоляции от помех.
Зеркало массой 40 кг.
является ЧЕТВЕРТЫМ в серии маятников.
Остальные объекты в цепочке имеют общую массу
около 320 кг;
действуя как система, они гасят большую часть колебаний
и позвольте зеркалу свободно висеть.


Изображение предоставлено

Сотрудничество ЛИГО

Обратите внимание на довольно хрупкую связь между
каждое зеркало и волокна маятника:


Изображение предоставлено

Сотрудничество ЛИГО

Определение источника волны

Предположим, что мы обнаруживаем гравитационную волну с помощью LIGO.
или один из его родственников.
Интерферометр скажет нам АМПЛИТУДУ волны,
и ВРЕМЯ, когда он прошел мимо Земли…
но как насчет НАПРАВЛЕНИЯ, откуда оно пришло?
Насколько хорошо мы можем определить местоположение
источника волны в небе?

Проблема локализации источника ГВ непростая.
Он начинается с отклика одного интерферометра
к гравитационно-волновому излучению.
Помните, что форма интерферометра
«эль».


Изображение предоставлено

ЛИГО

Это действует как антенна:
наиболее чувствителен к гравитационно-волновому излучению
исходящий непосредственно над или под плоскостью «элла»,
но все еще может обнаруживать волны с большинства других направлений
на сниженном уровне.

  
  В: Есть ли направления, в которых антенна
          имеет НУЛЕВУЮ чувствительность?


Взято с рисунка 4

Сатьяпракаш и Шутц, Living Rev. Relativity 12, 2 (2009)

На рисунке ниже показан другой способ описания
чувствительность Хэнфорда, Вашингтон,
Антенна LIGO для гравитационных волн.


Взято с рисунка 1

Хаяма и Нисидзава, Phys Rev D 87, 062003 (2012 г.)

Ясно, что один интерферометр не даст
много указаний по направлению сигнала.
Вот почему LIGO был разработан с самого начала
иметь два интерферометра ,
один в Хэнфорде, штат Вашингтон,
а другой в Ливингсоне, штат Луизиана.


Изображение предоставлено

Калифорнийский технологический институт / Массачусетский технологический институт / Лаборатория LIGO

Наличие двух детекторов помогает двумя способами:

  • каждая антенна ориентирована в другом направлении,
    поэтому характеристики чувствительности («луч») несколько
    другой. Комбинирование диаграмм направленности
    дает меньшие области с более высокой вероятностью
  • , так как антенны удалены друг от друга на тысячи километров,
    гравитационная волна займет заметное
    время (много миллисекунд) для перехода от одного к другому.

Второй из этих эффектов является более важным.
Используя триангуляцию между двумя сайтами,
астрономы могут оценить направление источника
с некоторой точностью.
На рисунке ниже показаны регионы, в которые
сигнал двух детекторов может быть локализован,
из смоделированного сигнала
(находится у звезды на каждом рисунке).


Рисунок 5 взят из

Эбботт и др., «Перспективы наблюдения и локализации
Гравитационно-волновые переходные процессы с Advanced LIGO и Advanced Virgo»,
Живой преподобный Относительность, 19(2016)

Если есть три детектора,
область неба, откуда поступает сигнал
возникла может быть определена даже лучше.
Каждая пара детекторов дает тонкое круглое кольцо.
вокруг неба,
и пересечения колец (S и S’ на рисунке)
отметка
наиболее вероятное местонахождение источника.


Рисунок 4 взят из

Эбботт и др., «Перспективы наблюдения и локализации
Гравитационно-волновые переходные процессы с Advanced LIGO и Advanced Virgo»,
Живой преподобный Относительность, 19(2016)

Теперь эти регионы могут быть лишь небольшой долей
всего неба. ..
но все небо БОЛЬШОЕ — более 40 000 квадратных градусов!
Поскольку большие, мощные телескопы
которые могут видеть слабые источники, как правило, имеют небольшие поля
зрения, всего на долю 1 квадратного градуса,
все еще может быть сложно найти оптический (или радио, или рентгеновский)
аналог источника гравитационных волн.

Источник гравитационных волн GW 170814

Рассмотрим случай GW170817,
слияние двойной черной дыры, обнаруженное в августе 2017 года.
Это было первое реальное событие, наблюдаемое
тремя антеннами: обеими площадками LIGO и детектором VIRGO
недалеко от Пизы, Италия.
Сигнал сначала прибыл в Ливингстон,
на 8 мс позже в Хэнфорде и на 14 мс позже в ДЕВЕ.

  • синяя область основана на сигналах от двух LIGO
    только сайты: площадь 1160 квадратных градусов
  • оранжевая область основана на быстром анализе
    сигналы с двух сайтов LIGO
    и ДЕВА тоже: площадь 100 квадратных градусов
  • зеленая область основана на
    детальный анализ сигналов со всех трех площадок,
    что заняло дополнительное время: площадь 60 квадратных градусов


Рисунок 3 взят из

Указатель публикаций GW170814 LIGO

На рисунке ниже показаны локализации некоторых
текущие обнаружения гравитационных волн;
большинство было сделано только двумя антеннами LIGO,
но два самых последних,
ГВ 170814 и ГВ170817,
в том числе и ДЕВА.