Гравитационно-волновая астрономия

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
White dwarfs circling each other and then colliding.gif Двойные системы двух массивных объектов, вращающихся друг вокруг друга, важный источник для гравитационно-волновой астрономии. Система излучает гравитационные волны во время вращения, которые уменьшают тензор напряжений энергии-импульса (англ.), вызывая уменьшение орбиты[1][2]. Здесь показана двойная система белых карликов, важный источник для космических детекторов, таких как eLISA. Возможное слияние белых карликов может привести к сверхновой, представленной взрывом на третьем рисунке.

Гравитационно-волновая астрономия — активно развивающаяся область наблюдательной астрономии (англ.), стремящаяся использовать гравитационные волны (малейшие искривления пространства-времени, предсказанные общей теорией относительности Эйнштейна) для сбора данных об объектах, таких как нейтронные звезды и черные дыры, о таких событиях, как взрывы сверхновых и о процессах, включая свойства ранней вселенной вскоре после того, как произошел большой взрыв.

Гравитационные волны имеют теоретическую базу, основанную на теории относительности. Впервые они были предсказаны Эйнштейном в 1916 году; их существование следует из общей теории относительности, они фигурируют во всех теориях гравитации, которые подчиняются специальной теории относительности[3]. Косвенные подтверждения их существования впервые появились в 1974 году после измерений двойной звездной системы Халса-Тейлора PSR B1913+16, чья орбита меняется именно так, как и следовало ожидать в случае излучения гравитационных волн[4]. Рассел Халс и Джозеф Тейлор были награждены в 1993 году Нобелевской премией по физике за это открытие[5]. Впоследствии наблюдалось много пульсаров в двойных системах (включая одну систему двойных пульсаров PSR J0737-3039), и поведение их всех согласовывалось с предусмотренным теорией гравитационных волн[6].

11 февраля 2016 года было объявлено, что LIGO впервые непосредственно наблюдал гравитационные волны в сентябре 2015 года[7][8][9].

Наблюдения[править | править вики-текст]

Обычные частоты гравитационных волн очень низкие и поэтому их гораздо труднее обнаружить, в то время как волны с более высокими частотами случаются при более драматичных событиях, и, таким образом, они стали первыми наблюдаемыми волнами.

Высокочастотные[править | править вики-текст]

В 2015—2016 годах проект LIGO стал первым, в котором непосредственно наблюдались гравитационные волны с помощью лазерных интерферометров[10][11]. Детекторы LIGO наблюдали гравитационные волны от слияния двух черных дыр звездной массы, которые согласовывались с предсказаниями общей теории относительности. Эти наблюдения показали существование двойных систем чёрных дыр звездной массы, и стали первым прямым обнаружением гравитационных волн и первым наблюдением процесса слияния двойной системы чёрных дыр[12]. Это открытие было охарактеризовано как революционное для науки через проверку нашей способности использовать гравитационно-волновую астрономию для прогресса в нашем поиске и исследовании темной материи и Большого взрыва.

Существуют несколько текущих научных коллабораций для наблюдения гравитационных волн. Существует всемирная сеть наземных детекторов, километровых лазерных интерферометров, в том числе: лазерно-интерферометрическая гравитационно-волновая обсерватория (LIGO), совместный проект Массачусетского технологического института, Калифорнийского технологического института и ученых Научной коллаборации LIGO (англ.) с детекторами в Ливингстоне, штат Луизиана и на месте Хэнфордского комплекса; Virgo, в Европейской гравитационной обсерватории (англ.), в муниципалитете Кашина вблизи Пизы в Италии; GEO600 в Зарштедте, близ Ганновера в Германии, и KAGRA, которым руководит Токийский университет в Камиокской обсерватории (англ.), в подземелье шахты Мозуми в Камиокской части города Хида в префектуре Гифу в Японии. LIGO и Virgo модернизируют в 2016 году. Улучшенный детектор LIGO начал наблюдение в 2015 году, обнаружив гравитационные волны, несмотря на то, что на то время ещё не достиг максимума своей чувствительности; ожидается, что улучшенный детектор Virgo начнет наблюдение в 2016 году. Модернизация детектора KAGRA запланирована на 2018 год. GEO600 в настоящее время работает, но его чувствительность делает маловероятным возможность детектирования волн; его основной задачей является испытание технологии.

Низкочастотные[править | править вики-текст]

Альтернативное средство наблюдения — это использование тайминга массивов пульсара (англ.). Есть три консорциума, EPTA (Европа), Североамериканская наногерцевая обсерватория гравитационных волн (NANOGrav) и обсерватория Паркса (Австралия), которые все вместе сотрудничают как IPTA (англ.). Они используют существующие радиотелескопы, но поскольку они чувствительны к частотам в наногерцовом диапазоне, для обнаружения сигнала требуется много лет наблюдения, а чувствительность детектора улучшается постепенно. Текущие оценки приближаются к ожидаемым для астрофизических источников[13].

Среднечастотные[править | править вики-текст]

Кроме того, в будущем, существует возможность применения космических детекторов. Европейское космическое агентство выбрало гравитационно-волновую миссию как миссию L3, с запуском в 2034 году, текущей концепцией является развитая космическая антенна лазерного интерферометра — РКАЛИ (eLISA)[14]. Также на стадии разработки находится японский проект DECIGO (англ.) (интерферометр гравитационных волн в децигерцевом диапазоне).

Научный потенциал[править | править вики-текст]

Астрономия традиционно полагалась на электромагнитное излучение. Астрономия возникла из астрономии видимого света и из того, что можно было увидеть невооруженным глазом. С развитием технологий стало возможным наблюдать другие части электромагнитного спектра, начиная с радиоизлучения до гамма-лучей. Каждая новая полоса частот давала новый взгляд на Вселенную и предвещала новые открытия[15]. В конце XX века регистрация солнечных нейтрино утвердила новую отрасль нейтринной астрономии, дающей представление о ранее невидимых явлениях, таких, как внутренние процессы, которые происходят внутри Солнца[16][17]. Наблюдения гравитационных волн обеспечивают дополнительные способы проведения астрофизических наблюдений.

Гравитационные волны позволяют получить дополнительную информацию к той, которая получена другими средствами. Комбинируя наблюдения одного события с использованием различных средств, можно получить более полное представление о свойствах источника. Гравитационные волны также можно использовать для наблюдения систем, которые являются невидимыми (или которые почти невозможно обнаружить) для любых других средств, например, они предоставляют уникальный метод измерения свойств черных дыр.

Гравитационные волны могут излучаться многими системами, но, для того, чтобы создать сигнал, который можно обнаружить, источник должен состоять из очень массивных объектов, движущихся со скоростью, близкой к скорости света. Основным источником являются двойные системы из двух компактных объектов. Примеры таких систем:

  • Компактные двойные системы, состоящие из двух объектов звездных масс, вращающихся близко друг к другу, такие как белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры. Широкие двойные системы, которые имеют более низкие орбитальные частоты, являются источником для детекторов, таких как LISA[18][19]. Более близкие двойные системы формируют сигнал для наземных детекторов, таких как LIGO[20]. Наземные детекторы могут обнаружить двойные системы, содержащие чёрную дыру средней массы или несколько сотен солнечных масс[21][22].
  • Двойные системы из сверхмассивных чёрных дыр, состоящих из двух чёрных дыр с массами 105−109 масс Солнца. Сверхмассивные чёрные дыры находятся в центрах галактик. Когда галактики сливаются, то ожидается, что их центральные сверхмассивные чёрные дыры тоже сливаются[23]. Они являются потенциально самыми мощными гравитационно-волновыми сигналами. Самые массивные двойные системы являются источником для массивов пульсаций пульсаров[что?][24]. Менее массивные двойные системы (около миллиона масс Солнца) являются источником для космических детекторов, таких как LISA[25].
  • Системы экстремального массового соотношения компактного объекта звёздной массы вращаются вокруг сверхмассивной чёрной дыры. Они являются источниками для детекторов, таких как LISA[25]. Системы с высоким эксцентриситетом орбиты создают взрыв гравитационного излучения, поскольку они проходят через перицентр[26]. Системы с почти круговыми орбитами, которые, как ожидается, будут наблюдаться в конце орбитального сближения, излучают непрерывный спектр в пределах полосы частот детектора LISA[27]. Орбитальное сближение экстремального массового соотношения можно наблюдать на примере многих орбит. Это делает их прекрасными зондами фоновой геометрии пространства-времени, которые позволяют выполнить точные испытания общей теории относительности[28].

Помимо двойных систем, есть и другие потенциальные источники:

  • Сверхновые генерируют высокочастотные всплески гравитационных волн, которые могут быть обнаружены с помощью LIGO или Virgo[29].
  • Нейтронные звёзды, которые вращаются, являются источником непрерывных высокочастотных волн, если они имеют осевую асимметрию[30][31].
  • Ранние процессы вселенной, такие как инфляция или фазовый переход[32].
  • Космические струны, если они существуют, также могут производить гравитационное излучение[33]. Обнаружение гравитационных волн подтвердит существование космических струн.

Гравитационные волны слабо взаимодействуют с веществом, и по этой причине их трудно обнаружить. Это также означает, что они могут свободно путешествовать по Вселенной, а не быть поглощенными или рассеянными подобно волнам электромагнитного излучения. Таким образом, можно увидеть центр плотных систем: ядро сверхновой или галактический центр. Кроме того, можно увидеть более отдалённые во времени события, чем при использовании электромагнитного излучения, поскольку ранняя Вселенная была непрозрачна для света перед рекомбинацией, но прозрачна для гравитационных волн.

Способность гравитационных волн свободно проходить сквозь вещество также означает, что гравитационно-волновые детекторы, в отличие от обычных телескопов, не ограничены полем зрения, а наблюдают все небо. Однако детекторы более чувствительны в одних направлениях, чем в других, что является одной из причин, почему выгодно иметь сеть детекторов[34].

Во время космической инфляции[править | править вики-текст]

Космическая инфляция, гипотетический период, когда Вселенная быстро расширялась, в течение 10−36 секунды после Большого взрыва, должна была стать источником гравитационных волн; они должны были оставить характерный след в поляризации реликтового излучения[35][36]. Можно рассчитать свойства первичных гравитационных волн по измерениям микроволнового излучения, и использовать эти данные, чтобы узнать о ранней Вселенной.

Развитие[править | править вики-текст]

Комната управления LIGO в Генфорде

Как молодая область исследований гравитационно-волновая астрономия находится в стадии развития; тем не менее, существует консенсус в рамках астрофизического сообщества, что эта отрасль будет продолжать развиваться, чтобы стать признанной компонентой астрономии XXI века. Гравитационно-волновые наблюдения дополняют наблюдения электромагнитного спектра[37][38]. Эти волны также обещают дать информацию, которую невозможно получить посредством выявления и анализа электромагнитных волн. Электромагнитные волны могут поглощаться и вновь излучаться, что усложняет процесс получения информации об источнике. Гравитационные волны, тем не менее, только слабо взаимодействуют с веществом, а это означает, что они не рассеиваются и не поглощаются. Это должно позволить астрономам увидеть новыми способами центр сверхновой, звездных туманностей, и даже столкновения галактических ядер.

Наземные детекторы дают новую информацию о фазе орбитального сближения и слияния двойных черных дыр звездной массы, и о двойных системах, состоящих из одной такой чёрной дыры и нейтронной звезды (которые также должны вызвать гамма-всплески). Они также могут обнаружить сигналы от коллапса ядра сверхновой и от периодических источников, таких как пульсары с малыми деформациями. Если гипотеза о некоторых видах фазовых переходов или вихревых всплесков из длинных космических струн в очень ранней Вселенной (в космическом времени около 10−25 секунды) верна, их также можно будет обнаружить[39]. Космические детекторы, такие как LISA, должны обнаруживать двойные системы белых карликов типа AM Гончих Псов (где происходит аккреция бедного водородом вещества с компактной маломассивной гелиевой звезды на белый карлик), а также наблюдать за слиянием сверхмассивных чёрных дыр и орбитальным сближением небольших объектов (между одной и тысячами солнечных масс) в такие чёрные дыры. LISA также должна иметь возможность слушать тот же вид источников из ранней Вселенной, как наземные детекторы, но на низших частотах и со значительно большей чувствительностью[40].

Выявление эмитированных гравитационных волн является трудной задачей. Оно включает в себя создание ультрастабильных высококачественных лазеров и детекторов, откалиброванных с чувствительностью не менее 2·10−22 Гц−1/2, как показано на наземном детекторе, GEO600[41]. Кроме того, было показано, что даже в результате крупных астрономических событий, таких как взрывы сверхновых, гравитационные волны могут затухать до чрезвычайно малых вибраций амплитудой с диаметр атома[42].

Примечания[править | править вики-текст]

  1. Peters, P.. Gravitational Radiation from Point Masses in a Keplerian Orbit (1963), стр. 435–440.
  2. Peters, P.. Gravitational Radiation and the Motion of Two Point Masses (1964), стр. B1224–B1232.
  3. Schutz, Bernard F.. Gravitational waves on the back of an envelope (1984), стр. 412.
  4. Hulse, R. A.. Discovery of a pulsar in a binary system (1975), стр. L51.
  5. The Nobel Prize in Physics 1993. Nobel Foundation. Проверено 3 мая 2014.
  6. Stairs, Ingrid H.. Testing General Relativity with Pulsar Timing (2003), стр. 5.
  7. Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger, стр. 061102.
  8. Castelvecchi, Davide. Einstein's gravitational waves found at last (11 February 2016). Проверено 11 февраля 2016.
  9. The Editorial Board. The Chirp Heard Across the Universe, New York Times (16 February 2016). Проверено 16 февраля 2016.
  10. Overbye, Dennis. Physicists Detect Gravitational Waves, Proving Einstein Right, New York Times (11 February 2016). Проверено 11 февраля 2016.
  11. Krauss, Lawrence. Finding Beauty in the Darkness, New York Times (11 February 2016). Проверено 11 февраля 2016.
  12. Abbott, B. P.. Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger (англ.) (11 February 2016).
  13. Sesana, A.. Systematic investigation of the expected gravitational wave signal from supermassive black hole binaries in the pulsar timing band (22 May 2013), стр. L1–L5.
  14. ESA's new vision to study the invisible universe. ESA. Проверено 29 ноября 2013.
  15. Longair Malcolm. Cosmic century: a history of astrophysics and cosmology.. — Cambridge University Press. — ISBN 1107669367.
  16. Bahcall John N. Neutrino Astrophysics. — Reprinted.. — Cambridge: Cambridge University Press. — ISBN 052137975X.
  17. Bahcall, John How the Sun Shines. Nobel Prize (9 June 2000). Проверено 10 мая 2014.
  18. Nelemans, Gijs. The Galactic gravitational wave foreground (7 May 2009), стр. 094030.
  19. Stroeer, A. The LISA verification binaries (7 October 2006), стр. S809–S817.
  20. Abadie, J. Predictions for the rates of compact binary coalescences observable by ground-based gravitational-wave detectors (7 September 2010), стр. 173001.
  21. Measuring Intermediate-Mass Black-Hole Binaries with Advanced Gravitational Wave Detectors. Gravitational Physics Group. University of Birmingham. Проверено 28 ноября 2015.
  22. Observing the invisible collisions of intermediate mass black holes. LIGO Scientific Collaboration. Проверено 28 ноября 2015.
  23. Volonteri, Marta. The Assembly and Merging History of Supermassive Black Holes in Hierarchical Models of Galaxy Formation (10 January 2003), стр. 559–573.
  24. Sesana, A.. The stochastic gravitational-wave background from massive black hole binary systems: implications for observations with Pulsar Timing Arrays (11 October 2008), стр. 192–209.
  25. 1 2 Amaro-Seoane, Pau. Low-frequency gravitational-wave science with eLISA/NGO (21 June 2012), стр. 124016.
  26. Berry, C. P. L.. Observing the Galaxy's massive black hole with gravitational wave bursts (12 December 2012), стр. 589–612.
  27. Amaro-Seoane, Pau. Intermediate and extreme mass-ratio inspirals—astrophysics, science applications and detection using LISA (7 September 2007), стр. R113–R169.
  28. Gair, Jonathan. Testing General Relativity with Low-Frequency, Space-Based Gravitational-Wave Detectors (2013), стр. 7.
  29. Kotake, Kei. Explosion mechanism, neutrino burst and gravitational wave in core-collapse supernovae (1 April 2006), стр. 971–1143.
  30. Abbott, B.. Searches for periodic gravitational waves from unknown isolated sources and Scorpius X-1: Results from the second LIGO science run (2007), стр. 082001.
  31. Searching for the youngest neutron stars in the galaxy. LIGO Scientific Collaboration. Проверено 28 ноября 2015.
  32. Binétruy, Pierre. Cosmological backgrounds of gravitational waves and eLISA/NGO: phase transitions, cosmic strings and other sources (13 June 2012), стр. 027–027.
  33. Damour, Thibault. Gravitational radiation from cosmic (super)strings: Bursts, stochastic background, and observational windows (2005), стр. 063510.
  34. Schutz, Bernard F. Networks of gravitational wave detectors and three figures of merit (21 June 2011), стр. 125023.
  35. Hu, Wayne. A CMB polarization primer (1997), стр. 323–344.
  36. Kamionkowski, Marc. Statistics of cosmic microwave background polarization (1997), стр. 7368–7388.
  37. Looking for the Afterglow: The LIGO Perspective (September 2015), стр. 10. Проверено 28 ноября 2015.
  38. PLANNING FOR A BRIGHT TOMORROW: PROSPECTS FOR GRAVITATIONAL-WAVE ASTRONOMY WITH ADVANCED LIGO AND ADVANCED VIRGO. LIGO Scientific Collaboration. Проверено 31 декабря 2015.
  39. Cutler & Thorne, 2002, sec. 2.
  40. Cutler & Thorne, 2002, sec. 3.
  41. См. Seifert F., et al. 2006, sec. 5.
  42. См. Golm & Potsdam 2013, sec. 4.

Литература[править | править вики-текст]

Ссылки[править | править вики-текст]