Гравитационная волна

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
Поляризованная гравитационная волна

Гравитацио́нная волна́ в общей теории относительности — гипотетическая волна гравитации (порождаемая, как предполагается, движением гравитирующих тел с переменным[1] ускорением), «отрывающаяся» от источника гравитации и свободно распространяющаяся в пространстве, приводящая к изменению (возмущению) гравитационного поля в окружающем пространстве (т. н. «рябь пространства-времени»). Ввиду относительной слабости (по сравнению с прочими) гравитационных сил, эти волны должны иметь весьма малую величину, с трудом поддающуюся регистрации.

Гравитационные волны предсказываются общей теорией относительности (ОТО) и многими другими теориями гравитации, но ввиду их чрезвычайной малости пока не зарегистрированы напрямую. Тем не менее, косвенные свидетельства их существования достаточно весомы — ОТО предсказывает совпадающие с наблюдениями темпы сближения тесных систем двойных звёзд за счёт потери энергии на излучение гравитационных волн. Прямая регистрация гравитационных волн, которую, как планируется, смогут провести на новом поколении гравитационных телескопов Advanced LIGO/VIRGO, является важной задачей современной физики и астрономии.

В рамках ОТО гравитационные волны описываются решениями уравнений Эйнштейна волнового типа, представляющими собой движущееся со скоростью света возмущение метрики пространства-времени. Проявлением этого возмущения должно быть, в частности, периодическое изменение расстояния между двумя свободно падающими (то есть не испытывающими влияния никаких сил) пробными массами. Амплитудой h гравитационной волны является безразмерная величина — относительное изменение расстояния. Предсказываемые максимальные амплитуды гравитационных волн от астрофизических объектов (например, компактных двойных систем) и явлений (взрывов сверхновых, слияний нейтронных звёзд, захватов звёзд чёрными дырами и т. п.) при измерениях в Солнечной системе весьма малы (h=10−18—10−23). Слабая (линейная) гравитационная волна согласно общей теории относительности двигается со скоростью света, является поперечной, квадрупольной и описывается двумя независимыми компонентами, расположенными под углом 45° друг ко другу (имеет два направления поляризации).

Различные теории по-разному предсказывают скорость распространения гравитационных волн. В общей теории относительности она равна скорости света в линейном приближении и может быть меньше её из-за эффектов нелинейности гравитации[источник не указан 603 дня]. В других теориях гравитации она может принимать любые значения, в том числе до бесконечности.

Генерация гравитационных волн[править | править вики-текст]

Система из двух нейтронных звезд порождает рябь пространства-времени

Гравитационную волну излучает любая движущаяся ускоренно материя. Для возникновения волны существенной амплитуды необходимы чрезвычайно большая масса излучателя или/и огромные ускорения, амплитуда гравитационной волны прямо пропорциональна первой производной ускорения и массе генератора, то есть ~   m\frac{da}{dt} . Однако если некоторый объект движется ускоренно, то это означает, что на него действует некоторая сила со стороны другого объекта. В свою очередь, этот другой объект испытывает обратное действие (по 3-му закону Ньютона), при этом оказывается, что m1a1 = −m2a2. Получается, что два объекта излучают гравитационные волны только в паре, причём в результате интерференции они существенно взаимно гасятся. Поэтому гравитационное излучение в общей теории относительности всегда носит по мультипольности характер как минимум квадрупольного излучения. Кроме того для нерелятивистских излучателей в выражении для интенсивности излучения имеется малый параметр \left(\frac{r}{c T}\right)^4 (r — характерный размер излучателя, T — характерный период движения излучателя, c — скорость света в вакууме).

Для Солнечной системы, например, наибольшее гравитационное излучение производит подсистема Солнца и Юпитера. Мощность этого излучения примерно 5 киловатт, таким образом, энергия, теряемая Солнечной системой на гравитационное излучение за год, совершенно ничтожна по сравнению с характерной кинетической энергией тел.

Наиболее сильными источниками гравитационных волн являются:

Гравитационный коллапс двойной системы[править | править вики-текст]

Любая двойная звезда при вращении её компонент вокруг общего центра масс теряет энергию (как предполагается — за счёт излучения гравитационных волн) и, в конце концов, сливается воедино. Но, для обычных, некомпактных двойных звёзд этот процесс занимает очень долгое время, много большее настоящего возраста Вселенной. Если же двойная компактная система состоит из пары нейтронных звёзд, чёрных дыр или их комбинации, то слияние может произойти за несколько миллионов лет. Сначала объекты сближаются, а их период обращения уменьшается. Однако на заключительном этапе происходит столкновение и несимметричный гравитационный коллапс. Этот процесс длится доли секунды, и за это время в гравитационное излучение уходит энергия, составляющая по некоторым оценкам более 50 % от массы системы.

Основные используемые метрики[править | править вики-текст]

Объёмные волны Бонди-Пирани-Робинсона[править | править вики-текст]

Эти волны описываются метрикой вида ds^2=(dx^0)^2-((dx^1)^2+\alpha(dx^1)^2+2\beta(dx^2dx^3)+\gamma(dx^3)^2). Если ввести переменную u=x^0-x^1 и функцию \lambda=\alpha\gamma-\beta^2, то из уравнений ОТО получим уравнение \frac{d^2\lambda}{du^2}-\frac{1}{2}\frac{d\lambda}{du}\frac{d(ln\lambda)}{du}-\frac{d\alpha}{du}\frac{d\gamma}{du}-(\left(\frac{d\beta}{du})\right)^2=0

Метрика Такено[править | править вики-текст]

имеет вид  ds^2=(P+S)(dx^0)^2-2Sdx^0dx^1-(P-S)(dx^1)^2-\alpha(dx^2)^2-2\beta(dx^2dx^3)-\gamma(dx^3)^2 , P, S -функции, \alpha, \beta, \gamma удовлетворяют тому же уравнению.

Метрика Розена[править | править вики-текст]

ds^2=e^{2\mu}[(dx^0)^2-(dx^1)^2]-(u^2)[e^{2\nu}(dx^2)^2-e^{-2\nu}(dx^3)^2], где \mu, \nu удовлетворяют 2\frac{d\mu}{du}=u(\left(\frac{d\nu}{du})\right)^2

Метрика Переса[править | править вики-текст]

ds^2=(dx^0)^2-(dx^1)^2-2\varphi(dx^0+dx^1)^2-(dx^2)^2-(dx^3)^2, при этом \frac{\partial^2\varphi}{\partial{x^2}\partial{x^2}}+\frac{\partial^2\varphi}{\partial{x^3}\partial{x^3}}=0

Цилиндрические волны Эйнштейна-Розена[править | править вики-текст]

В цилиндрических координатах такие волны имеют вид ds^2=[(dx^0)^2-dr^2]e^{2\gamma-2\psi}-(dz^2)e^{2\psi}-r^2(d\varphi^2)e^{-2\psi} и выполняются

\frac{\partial^2\psi}{\partial{x^0}^2}-\frac{1}{r}\frac{\partial\psi}{\partial{r}}-\frac{\partial^2\psi}{\partial{r}^2}=0

\frac{\partial\gamma}{\partial{r}}=r[(\frac{\partial\psi}{\partial{r}})^2+(\frac{\partial\psi}{\partial{x^0}})^2]

\frac{\partial\gamma}{\partial{x^0}}=2r\frac{\partial\psi}{\partial{r}}\frac{\partial\psi}{\partial{x^0}}

Регистрация гравитационных волн[править | править вики-текст]

Регистрация гравитационных волн достаточно сложна ввиду слабости последних (малого искажения метрики). Приборами для их регистрации являются детекторы гравитационных волн. Попытки обнаружения гравитационных волн предпринимаются с конца 1960-х годов, но на данный момент нет достоверных сведений об их непосредственной регистрации. Гравитационные волны детектируемой амплитуды рождаются при коллапсе двойного пульсара. Подобные события происходят в окрестностях нашей галактики ориентировочно раз в десятилетие[3].

С другой стороны, общая теория относительности предсказывает ускорение взаимного вращения двойных звёзд из-за потери энергии на излучение гравитационных волн, и этот эффект надёжно зафиксирован в нескольких известных системах двойных компактных объектов (в частности, пульсаров с компактными компаньонами). В 1993 году «за открытие нового типа пульсаров, давшее новые возможности в изучении гравитации» открывателям первого двойного пульсара PSR B1913+16 Расселу Халсу и Джозефу Тейлору мл. была присуждена Нобелевская премия по физике. Ускорение вращения, наблюдаемое в этой системе, полностью совпадает с предсказаниями ОТО на излучение гравитационных волн. Такое же явление зафиксировано ещё в нескольких случаях: для пульсаров PSR J0737-3039, PSR J0437-4715, SDSS J065133.338+284423.37 (обычно сокращённо J0651)[4] и системы двойных белых карликов RX J0806. Например, расстояние между двумя компонентами A и B первой двойной звезды из двух пульсаров PSR J0737-3039 уменьшается примерно на 2,5 дюйма (6,35 см) в день из-за потерь энергии на гравитационные волны, причём это происходит в согласии с ОТО[5]. Все эти данные интерпретируются как непрямые подтверждения существования гравитационных волн.

По оценкам наиболее сильными и достаточно частыми источниками гравитационных волн для гравитационных телескопов и антенн являются катастрофы, связанные с коллапсами двойных систем в ближайших галактиках. Ожидается, что в ближайшем будущем на усовершенствованных гравитационных детекторах будет регистрироваться несколько подобных событий в год, искажающих метрику в окрестности Земли на 10−21 — 10−23. Первые наблюдения сигнала оптико-метрического параметрического резонанса, позволяющего обнаружить воздействие гравитационных волн от периодических источников типа тесной двойной на излучение космических мазеров, возможно, были получены на радиоастрономической обсерватории РАН, Пущино[6].

Ещё одной возможностью детектирования фона гравитационных волн, заполняющих Вселенную, является высокоточный тайминг удалённых пульсаров — анализ времени прихода их импульсов, которое характерным образом изменяется под действием проходящих через пространство между Землёй и пульсаром гравитационных волн. По оценкам на 2013 год, точность тайминга необходимо поднять примерно на один порядок, чтобы можно было задетектировать фоновые волны от множества источников в нашей Вселенной, и эта задача может быть решена до конца десятилетия.[7]

Согласно современным представлениям, нашу Вселенную заполняют реликтовые гравитационные волны, появившиеся в первые моменты после Большого взрыва. Их регистрация позволит получить информацию о процессах в начале рождения Вселенной.[2] 17 марта 2014 года в 20:00 по московскому времени в Гарвард-Смитсоновском центре астрофизики американской группой исследователей, работающей над проектом BICEP2, было объявлено о детектировании по поляризации реликтового излучения ненулевых тензорных возмущений в ранней Вселенной, что также является открытием этих реликтовых гравитационных волн[8][9]. Однако почти сразу этот результат был оспорен, поскольку, как выяснилось, не был должным образом учтён вклад межзвёздной пыли. Один из авторов, Kovac J. M., признал, что «с интерпретацией и освещением данных эксперимента BICEP2 участники эксперимента и научные журналисты немного поторопились»[10] [11].

См. также[править | править вики-текст]

Литература[править | править вики-текст]

Ссылки[править | править вики-текст]

Примечания[править | править вики-текст]

  1. Энциклопедия «Физика космоса», статья «Гравитационное излучение»
  2. 1 2 Липунов В. М. Гравитационно-волновое небо. // Соросовский образовательный журнал, 2000, № 4, с. 77-83.
  3. LIGO: A Quest for Gravity Waves. Astro Guyz March 12, 2010.
  4. CfA Press Room
  5. Космический дуэт кружится все быстрее
  6. Сипаров С. В., Самодуров В. А. Выделение составляющей излучения космического мазера, возникающей из-за гравитационно-волнового воздействия. // Компьютерная оптика № 33 (1), 2009, с. 79.
  7. Yunes N., Siemens X. Gravitational-Wave Tests of General Relativity with Ground-Based Detectors and Pulsar-Timing Arrays // Living Reviews in Relativity. — 2013. — Т. 16. — С. 9. — DOI:10.12942/lrr-2013-9 — Bibcode2013LRR....16....9Y — arΧiv1304.3473
  8. Открытие, достойное Нобелевской премии
  9. BICEP2 Collaboration, Ade P. A. R, Aikin R. W., Barkats D., Benton S. J., Bischoff C. A., Bock J. J., Brevik J. A., Buder I., Bullock E., Dowell C. D., Duband L., Filippini J. P., Fliescher S., Golwala S. R., Halpern M., Hasselfield M., Hildebrandt S. R., Hilton G. C., Hristov V. V., Irwin K. D., Karkare K. S., Kaufman J. P., Keating B. G., Kernasovskiy S. A., Kovac J. M., Kuo C. L., Leitch E. M., Lueker M., Mason P., Netterfield C. B., Nguyen H. T., O'Brient R., Ogburn IV, R. W., Orlando A., Pryke C., Reintsema C. D., Richter S., Schwarz R., Sheehy C. D., Staniszewski Z. K., Sudiwala R. V., Teply G. P., Tolan J. E., Turner A. D., Vieregg A. G., Wong C. L., Yoon K. W. BICEP2 I: Detection Of B-mode Polarization at Degree Angular Scales // ArXiv e-prints. — 2014. — Bibcode2014arXiv1403.3985B — arΧiv1403.3985
  10. Вселенная, Зельдович, Массандра.
  11. http://www.theguardian.com/science/2014/jun/04/gravitational-wave-discovery-dust-big-bang-inflation