Nimekiri viidetest Einsteini gravitatsioonilainete teemal. Gravitatsioonilained: kõige olulisem asi kolossaalse avastuse juures

Sada aastat pärast Albert Einsteini teoreetilist ennustust üldise relatiivsusteooria raames suutsid teadlased kinnitada gravitatsioonilainete olemasolu. Algab süvakosmose uurimise põhimõtteliselt uue meetodi – gravitatsioonilainete astronoomia – ajastu.

Avastusi on erinevaid. On juhuslikke, need on astronoomias tavalised. Need ei ole täiesti juhuslikud, mis on tehtud põhjaliku "piirkonna kammimise" tulemusena, näiteks William Herscheli Uraani avastamise tulemusena. On serendipaalseid - kui nad otsisid üht ja leidsid teise: näiteks avastasid nad Ameerika. Kuid kavandatud avastused on teaduses erilisel kohal. Need põhinevad selgel teoreetilisel ennustusel. Ennustatut otsitakse eelkõige teooria kinnitamiseks. Selliste avastuste hulka kuuluvad Higgsi bosoni avastamine suures hadronite põrgatis ja gravitatsioonilainete tuvastamine laserinterferomeetri gravitatsioonilainete observatooriumi LIGO abil. Kuid selleks, et registreerida mõnda teooria ennustatud nähtust, peab teil olema üsna hea arusaam, mida täpselt ja kust otsida, samuti milliseid tööriistu selleks vaja on.

Traditsiooniliselt nimetatakse gravitatsioonilaineid üldise relatiivsusteooria (GTR) ennustuseks ja see on tõepoolest nii (kuigi nüüd on sellised lained olemas kõigis mudelites, mis on GTR-ile alternatiivsed või täiendavad). Lainete ilmumise põhjustab gravitatsioonilise vastastikmõju levikiiruse lõplikkus (üldrelatiivsusteoorias on see kiirus täpselt võrdne valguse kiirusega). Sellised lained on allikast levivad häired aegruumis. Gravitatsioonilainete esinemiseks peab allikas pulseerima või liikuma kiirendatud kiirusega, kuid teatud viisil. Oletame, et täiusliku sfäärilise või silindrilise sümmeetriaga liigutused ei sobi. Selliseid allikaid on üsna palju, kuid sageli on neil väike mass, mis ei ole piisav võimsa signaali genereerimiseks. Lõppude lõpuks on gravitatsioon neljast fundamentaalsest vastasmõjust nõrgim, mistõttu on gravitatsioonisignaali registreerimine väga keeruline. Lisaks on registreerimiseks vajalik, et signaal muutuks aja jooksul kiiresti, see tähendab, et sellel oleks piisavalt kõrge sagedus. Vastasel juhul ei saa me seda registreerida, kuna muudatused on liiga aeglased. See tähendab, et objektid peavad olema ka kompaktsed.

Esialgu tekitasid suurt entusiasmi supernoova plahvatused, mis toimuvad meiesugustes galaktikates iga paarikümne aasta tagant. See tähendab, et kui suudame saavutada tundlikkuse, mis võimaldab meil näha signaali mitme miljoni valgusaasta kauguselt, võime arvestada mitme signaaliga aastas. Kuid hiljem selgus, et esialgsed hinnangud supernoova plahvatuse ajal gravitatsioonilainete kujul vabaneva energia võimsusele olid liiga optimistlikud ja nii nõrka signaali saaks tuvastada vaid siis, kui meie Galaktikas oleks puhkenud supernoova.

Teine võimalus massiivsete kompaktsete objektide jaoks, mis toimivad kiired liigutused, - neutrontähed või mustad augud. Näeme kas nende kujunemisprotsessi või üksteisega suhtlemise protsessi. Tähesüdamike kokkuvarisemise viimased etapid, mis viivad kompaktsete objektide tekkeni, samuti neutrontähtede ja mustade aukude ühinemise viimased etapid kestavad suurusjärgus mitu millisekundit (mis vastab sagedusele sadu hertse) – just see, mida vaja. Sel juhul vabaneb palju energiat, sealhulgas (ja mõnikord peamiselt) gravitatsioonilainetena, kuna massiivsed kompaktsed kehad teevad teatud kiireid liikumisi. Need on meie ideaalsed allikad.

Tõsi, supernoovad purskavad Galaktikas kord paarikümne aasta jooksul, neutrontähtede ühinemised toimuvad kord paarikümne tuhande aasta jooksul ja mustad augud ühinevad omavahel veelgi harvemini. Kuid signaal on palju võimsam ja selle omadusi saab üsna täpselt arvutada. Kuid nüüd peame suutma signaali näha mitmesaja miljoni valgusaasta kauguselt, et katta mitukümmend tuhat galaktikat ja tuvastada mitu signaali aastas.

Olles otsustanud allikate üle, hakkame detektorit kujundama. Selleks peate mõistma, mida gravitatsioonilaine teeb. Detailidesse laskumata võib väita, et gravitatsioonilaine läbimine põhjustab tõusulaine (tavalised kuu- või päikeselooded on omaette nähtus ja gravitatsioonilainetel pole sellega mingit pistmist). Seega võite võtta näiteks metallist silindri, varustada selle anduritega ja uurida selle vibratsiooni. See pole keeruline, mistõttu hakati selliseid paigaldusi tegema pool sajandit tagasi (need on saadaval ka Venemaal; nüüd paigaldatakse Baksani maa-alusesse laborisse Valentin Rudenko meeskonna poolt SAI MSU välja töötatud täiustatud detektor). Probleem on selles, et selline seade näeb signaali ilma gravitatsioonilaineteta. Seal on palju müra, millega on raske toime tulla. Detektorit on võimalik (ja seda on tehtud!) paigaldada maa alla, proovida isoleerida, jahutada madalale temperatuurile, kuid mürataseme ületamiseks on siiski vaja väga võimsat gravitatsioonilaine signaali. Kuid võimsaid signaale tuleb harva.

Seetõttu tehti valik teise skeemi kasuks, mille 1962. aastal esitasid Vladislav Pustovoit ja Mihhail Herzenstein. Ajakirjas JETP (Journal of Experimental and Theoretical Physics) avaldatud artiklis tegid nad ettepaneku kasutada gravitatsioonilainete tuvastamiseks Michelsoni interferomeetrit. Laserkiir jookseb interferomeetri kahes õlas peeglite vahel ning seejärel liidetakse erinevatelt õladelt saadud kiired. Kiirinterferentsi tulemust analüüsides saab mõõta õlapikkuste suhtelist muutust. Need on väga täpsed mõõtmised, nii et kui müra ületada, võite saavutada fantastilise tundlikkuse.

1990. aastate alguses otsustati seda konstruktsiooni kasutades ehitada mitu detektorit. Esimesena läksid kasutusele suhteliselt väikesed paigaldised, GEO600 Euroopas ja TAMA300 Jaapanis (numbrid vastavad relvade pikkusele meetrites), et tehnoloogiat testida. Kuid peamised tegijad pidid olema LIGO installatsioonid USA-s ja VIRGO Euroopas. Nende instrumentide suurust mõõdetakse juba kilomeetrites ja lõplik planeeritud tundlikkus peaks võimaldama näha kümneid, kui mitte sadu sündmusi aastas.

Miks on vaja mitut seadet? Peamiselt ristvalideerimiseks, kuna esineb kohalikke müra (nt seismilist). Signaali samaaegne tuvastamine USA loodeosas ja Itaalias oleks suurepärane tõend selle välise päritolu kohta. Kuid on ka teine ​​põhjus: gravitatsioonilainete detektorid suudavad allikale suuna määrata väga halvasti. Kuid kui mitu detektorit on üksteisest eemal, on võimalik suunda üsna täpselt näidata.

Laseri hiiglased

Algsel kujul on LIGO detektorid ehitatud 2002. aastal ja VIRGO detektorid 2003. aastal. Plaani järgi oli see alles esimene etapp. Kõik paigaldised töötasid mitu aastat ja aastatel 2010-2011 peatati need muudatusteks, et seejärel saavutada kavandatud kõrge tundlikkus. LIGO detektorid hakkasid esimestena tööle 2015. aasta septembris, VIRGO peaks liituma 2016. aasta teises pooles ning sellest etapist lubab tundlikkus loota vähemalt mitme sündmuse salvestamist aastas.

Pärast LIGO töö alustamist oli eeldatav sarivõtte kiirus umbes üks sündmus kuus. Astrofüüsikud hindasid ette, et esimesed oodatavad sündmused on mustade aukude ühinemised. Selle põhjuseks on asjaolu, et mustad augud on tavaliselt kümme korda raskemad kui neutrontähed, signaal on võimsam ja see on "nähtav" alates pikki vahemaid, mis enam kui kompenseerib väiksemat sündmuste arvu galaktika kohta. Õnneks ei pidanud kaua ootama. 14. septembril 2015 registreerisid mõlemad paigaldised peaaegu identse signaali nimega GW150914.

Üsna lihtsa analüüsiga on võimalik saada selliseid andmeid nagu mustade aukude mass, signaali tugevus ja kaugus allikani. Mustade aukude mass ja suurus on omavahel seotud väga lihtsal ja üldtuntud viisil ning signaali sageduse järgi saab kohe hinnata energia vabanemise piirkonna suurust. Sel juhul näitas suurus, et kahest august massiga 25-30 ja 35-40 päikesemassi moodustus must auk massiga üle 60 päikesemassi. Neid andmeid teades on võimalik saada purske koguenergia. Peaaegu kolm päikesemassi muudeti gravitatsioonikiirguseks. See vastab 1023 Päikese heleduse heledusele – ligikaudu sama palju, kui selle aja jooksul (sajandikud) kiirgavad kõik tähed universumi nähtavas osas. Ja mõõdetud signaali teadaolevast energiast ja suurusest saadakse kaugus. Ühinenud kehade suur mass võimaldas registreerida kauges galaktikas aset leidnud sündmuse: signaalil kulus meieni jõudmiseks umbes 1,3 miljardit aastat.

Üksikasjalikum analüüs võimaldab selgitada mustade aukude massisuhet ja mõista, kuidas need ümber oma telje pöörlesid, samuti määrata mõned muud parameetrid. Lisaks võimaldab kahe paigaldise signaal ligikaudselt määrata purske suuna. Kahjuks pole täpsus siin veel kuigi kõrge, kuid koos uuendatud NEITSI kasutuselevõtuga see tõuseb. Ja mõne aasta pärast hakkab Jaapani KAGRA detektor signaale vastu võtma. Seejärel pannakse Indias kokku üks LIGO detektoritest (algselt oli neid kolm, üks installatsioon oli kahekordne) ja aastas loodetakse salvestada kümneid sündmusi.

Uue astronoomia ajastu

Hetkel on LIGO töö olulisim tulemus gravitatsioonilainete olemasolu kinnitus. Lisaks võimaldas kõige esimene purunemine parandada gravitoni massipiiranguid (üldrelatiivsusteoorias on sellel null mass), samuti piirata tugevamalt gravitatsiooni levimiskiiruse ja gravitatsiooni kiiruse erinevust. valgus. Kuid teadlased loodavad, et juba 2016. aastal õnnestub neil LIGO ja VIRGO abil saada palju uusi astrofüüsikalisi andmeid.

Esiteks pakuvad gravitatsioonilainete vaatluskeskuste andmed uue võimaluse mustade aukude uurimiseks. Kui varem oli võimalik jälgida ainult nende objektide läheduses toimuvaid ainevooge, siis nüüd saab vahetult “näha” tekkiva musta augu ühinemise ja “rahunemise” protsessi, kuidas selle horisont kõigub, võttes lõpliku kuju ( määratud pöörlemisega). Tõenäoliselt kuni Hawkingi mustade aukude aurustumise avastamiseni (praegu jääb see protsess hüpoteesiks) annab ühinemiste uurimine nende kohta paremat otsest teavet.

Teiseks annavad neutrontähtede ühinemise vaatlused nende objektide kohta palju uut, kiiresti vajalikku teavet. Esimest korda saame uurida neutrontähti nii, nagu füüsikud uurivad osakesi: jälgida nende kokkupõrget, et mõista, kuidas nad sees töötavad. Neutrontähtede sisemuse ehituse mõistatus teeb murelikuks nii astrofüüsikud kui füüsikud. Meie arusaam tuumafüüsikast ja aine käitumisest ülikõrgetel tihedustel on puudulik, ilma seda probleemi lahendamata. Tõenäoliselt mängivad siin võtmerolli gravitatsioonilainete vaatlused.

Arvatakse, et neutrontähtede ühinemised põhjustavad lühikesi kosmoloogilisi gammakiirguse purskeid. Harvadel juhtudel on võimalik samaaegselt jälgida sündmust nii gammapiirkonnas kui ka gravitatsioonilainete detektoritel (haruldus on tingitud asjaolust, et esiteks on gammasignaal koondunud väga kitsasse kiiresse ja see ei ole nii). alati meile suunatud, kuid teiseks ei registreeri me väga kaugete sündmuste gravitatsioonilaineid). Ilmselt kulub selle nägemiseks mitu aastat vaatlust (kuigi, nagu tavaliselt, võib teil vedada ja see juhtub täna). Siis saame muuhulgas väga täpselt võrrelda gravitatsiooni kiirust valguse kiirusega.

Seega töötavad laserinterferomeetrid koos ühtse gravitatsioonilaine teleskoobina, tuues uusi teadmisi nii astrofüüsikutele kui füüsikutele. Noh, varem või hiljem antakse esimeste pursete avastamise ja nende analüüsi eest väljateenitud Nobeli preemia.

Lehvita oma käega ja gravitatsioonilained jooksevad kogu universumis.
S. Popov, M. Prohhorov. Universumi fantoomlained

Astrofüüsikas on toimunud sündmus, mida on aastakümneid oodatud. Pärast poole sajandi pikkust otsimist on lõpuks avastatud gravitatsioonilained, aegruumi enda vibratsioonid, mida Einstein ennustas sada aastat tagasi. 14. septembril 2015 tuvastas täiustatud LIGO observatoorium gravitatsioonilaine purske, mis tekkis umbes 1,3 miljardi valgusaasta kaugusel asuvas kauges galaktikas kahe musta augu, mille päikesemass on 29 ja 36, ​​ühinemisel. Gravitatsioonilainete astronoomiast on saanud täisväärtuslik füüsikaharu; ta avanes meile uus viis jälgige universumit ja võimaldab meil uurida tugeva gravitatsiooni varem kättesaamatuid mõjusid.

Gravitatsioonilained

Võite välja pakkuda erinevaid gravitatsiooniteooriaid. Kõik need kirjeldavad meie maailma ühtviisi hästi seni, kuni piirdume selle ühe ilminguga – Newtoni universaalse gravitatsiooniseadusega. Kuid on ka teisi, peenemaid gravitatsiooniefekte, mida on katseliselt katsetatud päikesesüsteemi skaalal ja need viitavad ühele konkreetsele teooriale: üldrelatiivsusteooriale (GR).

Üldrelatiivsusteooria ei ole lihtsalt valemite kogum, see on gravitatsiooni olemuse fundamentaalne vaade. Kui tavalises füüsikas toimib ruum ainult taustana, füüsikaliste nähtuste konteinerina, siis GTR-is muutub see ise nähtuseks, dünaamiliseks suuruseks, mis muutub vastavalt GTR-i seadustele. Just neid aegruumi moonutusi sujuva tausta suhtes – või geomeetria keeles öeldes aegruumi meetrika moonutusi – tunnetatakse gravitatsioonina. Lühidalt, üldrelatiivsusteooria paljastab gravitatsiooni geomeetrilise päritolu.

Üldrelatiivsusteoorial on ülioluline ennustus: gravitatsioonilained. Need on aegruumi moonutused, mis on võimelised "allikast lahti murdma" ja isemajandades minema lennata. See on gravitatsioon omaette, mitte kellegi oma, oma. Albert Einstein sõnastas 1915. aastal lõpuks üldrelatiivsusteooria ja mõistis peaaegu kohe, et tema tuletatud võrrandid võimaldavad selliste lainete olemasolu.

Nagu iga ausa teooria puhul, tuleb sellist selget üldrelatiivsusteooria ennustust katseliselt kontrollida. Iga liikuv keha võib kiirata gravitatsioonilaineid: planeedid, ülespoole visatud kivi või käelaine. Probleem on aga selles, et gravitatsiooniline interaktsioon on nii nõrk, et ükski eksperimentaalne seade ei suuda tuvastada tavaliste "kiirgajate" gravitatsioonilainete emissiooni.

Võimsa laine "jahtimiseks" peate aegruumi oluliselt moonutama. Ideaalne variant- kaks musta auku, mis pöörlevad üksteise ümber tihedas tantsus, nende gravitatsiooniraadiuse suurusjärgu kaugusel (joonis 2). Mõõdiku moonutused on nii tugevad, et märgatav osa selle paari energiast kiirgub gravitatsioonilainetesse. Energiat kaotades liigub paar üksteisele lähemale, pöörleb üha kiiremini, moonutab meetrit üha rohkem ja tekitab veelgi tugevamaid gravitatsioonilaineid - kuni lõpuks toimub kogu selle paari gravitatsioonivälja radikaalne ümberstruktureerimine ja kaks musta auku ühinevad üks.

Selline mustade aukude ühinemine on tohutu jõu plahvatus, kuid ainult kogu see kiiratav energia ei lähe mitte valgusesse, mitte osakesteks, vaid ruumi vibratsiooniks. Eraldatud energia moodustab märgatava osa mustade aukude algmassist ja see kiirgus pritsib välja sekundi murdosa jooksul. Sarnased võnked tekivad neutrontähtede ühinemisel. Veidi nõrgem energia vabanemine gravitatsioonilainetest kaasneb ka teiste protsessidega, näiteks supernoova tuuma kokkuvarisemisega.

Kahe kompaktse objekti liitmisel tekkival gravitatsioonilainel on väga spetsiifiline, hästi arvutatud profiil, nagu on näidatud joonisel fig. 3. Võnkeperioodi määrab kahe objekti orbitaalne liikumine üksteise ümber. Gravitatsioonilained kannavad energiat minema; selle tulemusena tulevad objektid üksteisele lähemale ja pöörlevad kiiremini - ja seda on näha nii võnkumiste kiirenemises kui ka amplituudi suurenemises. Mingil hetkel toimub ühinemine, eraldub viimane tugev laine ja seejärel järgneb kõrgsageduslik "järelhelin" ( ring maha) - tekkiva musta augu värisemine, mis "viskab" kõik mittesfäärilised moonutused (seda etappi pildil ei ole näidatud). Selle iseloomuliku profiili tundmine aitab füüsikutel otsida sellisest ühinemisest tulenevat nõrka signaali väga mürarikaste detektoriandmete hulgast.

Ajaruumi meetrika kõikumised – suurejoonelise plahvatuse gravitatsioonilaine kaja – hajuvad allikast alates üle Universumi kõikides suundades. Nende amplituud nõrgeneb kaugusega, sarnaselt sellele, kuidas punktallika heledus väheneb sellest kauguse suurenedes. Kui kaugest galaktikast pärit purse jõuab Maani, on meetrilised kõikumised suurusjärgus 10–22 või isegi vähem. Teisisõnu, kaugus üksteisega füüsiliselt mitteseotud objektide vahel suureneb ja väheneb perioodiliselt sellise suhtelise summa võrra.

Selle arvu suurusjärku on skaleerimise kaalutluste põhjal lihtne saada (vt V. M. Lipunovi artiklit). Neutrontähtede või tähemassi mustade aukude ühinemise hetkel on nende kõrval oleva meetrika moonutused väga suured - suurusjärgus 0,1, mistõttu on gravitatsioon tugev. Selline tõsine moonutus mõjutab nende objektide suurusjärku, st mitu kilomeetrit. Lähtest eemaldudes väheneb võnke amplituud pöördvõrdeliselt kaugusega. See tähendab, et kaugusel 100 Mpc = 3·10 21 km langeb võnkumiste amplituud 21 suurusjärku ja muutub umbes 10-22.

Muidugi, kui ühinemine toimub meie kodugalaktikas, on Maani jõudvad aegruumi värinad palju tugevamad. Kuid sellised sündmused toimuvad kord paari tuhande aasta jooksul. Seetõttu peaksite tõesti lootma ainult detektorile, mis suudab tajuda neutrontähtede või mustade aukude ühinemist kümnete kuni sadade megaparsekkide kaugusel, mis tähendab, et see katab tuhandeid ja miljoneid galaktikaid.

Siinkohal tuleb lisada, et kaudne viide gravitatsioonilainete olemasolule on juba avastatud ja sellele anti isegi 1993. aasta Nobeli füüsikaauhind. Pikaajalised pulsari vaatlused binaarsüsteemis PSR B1913+16 on näidanud, et tiirlemisperiood väheneb täpselt samas tempos, nagu ennustas üldrelatiivsusteooria, võttes arvesse gravitatsioonikiirgusest tingitud energiakadusid. Sel põhjusel ei kahtle peaaegu ükski teadlastest gravitatsioonilainete reaalsuses; küsimus on vaid selles, kuidas neid püüda.

Otsinguajalugu

Gravitatsioonilainete otsimine algas umbes pool sajandit tagasi – ja muutus peaaegu kohe sensatsiooniks. Joseph Weber Marylandi ülikoolist kavandas esimese resonantsdetektori: tugeva kahemeetrise alumiiniumsilindri külgedel tundlike piesoelektriliste anduritega ja hea vibratsiooniisolatsiooniga kõrvaliste vibratsioonide eest (joonis 4). Kui gravitatsioonilaine möödub, resoneerib silinder ajas aegruumi moonutustega, mida andurid peaksid registreerima. Weber ehitas mitu sellist detektorit ja 1969. aastal, pärast ühe seansi ajal nende näitude analüüsi, teatas ta otse, et registreeris "gravitatsioonilainete heli" korraga mitmes detektoris, mis paiknesid üksteisest kahe kilomeetri kaugusel (J. Weber, 1969). Tõendid gravitatsioonikiirguse avastamiseks). Tema deklareeritud võnkumiste amplituud osutus uskumatult suureks, suurusjärgus 10–16, st miljon korda suurem kui tüüpiline eeldatav väärtus. Teadusringkonnad suhtusid Weberi sõnumisse suure skepsisega; Lisaks ei suutnud teised sarnaste detektoritega relvastatud katserühmad hiljem ühtki sarnast signaali tabada.

Weberi jõupingutused andsid aga kogu sellele uurimisvaldkonnale tõuke ja käivitasid lainete jahi. Alates 1970. aastatest on Vladimir Braginski ja tema kolleegide Moskva Riiklikust Ülikoolist jõupingutustega sellesse võidujooksu astunud ka NSVL (vt gravitatsioonilainete signaalide puudumist). Nendest aegadest on essees huvitav lugu Kui tüdruk kukub auku... . Braginsky, muide, on üks kogu kvantoptiliste mõõtmiste teooria klassikuid; ta oli esimene, kes tuli välja standardse mõõtmiskvantlimiidi kontseptsiooniga, mis on peamine piirang optilised mõõtmised- ja näitas, kuidas neist põhimõtteliselt üle saab. Weberi resonantsahelat täiustati ja tänu paigaldise sügavale jahutamisele vähenes müra järsult (vt nende projektide loendit ja ajalugu). Selliste täismetallidetektorite täpsus oli aga endiselt ebapiisav oodatavate sündmuste usaldusväärseks tuvastamiseks ja pealegi olid need häälestatud resoneerima ainult väga kitsas sagedusvahemikus kilohertsi ümber.

Tunduvad palju lootustandvamad detektorid, mis kasutasid rohkem kui ühte resoneerivat objekti, kuid jälgisid kaugust kahe sõltumatu, sõltumatult rippuva keha, näiteks kahe peegli vahel. Gravitatsioonilaine tekitatud ruumi vibratsiooni tõttu on peeglite vahekaugus kas veidi suurem või veidi väiksem. Veelgi enam, mida pikem on käsi, seda suurema absoluutse nihke põhjustab antud amplituudiga gravitatsioonilaine. Neid vibratsioone saab tunda peeglite vahel kulgeva laserkiire abil. Selline skeem on võimeline tuvastama võnkumisi laias sagedusvahemikus 10 hertsist kuni 10 kilohertsini ja just selles vahemikus kiirguvad ühinevad neutrontähtede paarid või tähemassilised mustad augud.

Selle idee kaasaegne teostus Michelsoni interferomeetri põhjal näeb välja selline järgmisel viisil(joonis 5). Peeglid on riputatud kahes pikas, mitme kilomeetri pikkuses vaakumkambris, mis on üksteisega risti. Installatsiooni sissepääsu juures jaguneb laserkiir kaheks, läbib mõlemad kambrid, peegeldub peeglitelt, naaseb tagasi ja ühendatakse uuesti poolläbipaistvas peeglis. Optilise süsteemi kvaliteeditegur on ülikõrge, nii et laserkiir ei liigu lihtsalt üks kord edasi-tagasi, vaid viibib selles optilises resonaatoris kaua. "Vaikses" olekus valitakse pikkused nii, et kaks kiirt pärast taasühendamist tühistavad teineteise anduri suunas ja seejärel on fotodetektor täielikus varjus. Kuid niipea, kui peeglid liiguvad gravitatsioonilainete mõjul mikroskoopilise vahemaa võrra, muutub kahe kiire kompenseerimine mittetäielikuks ja fotodetektor püüab valguse kinni. Ja mida tugevam on nihe, seda heledamat valgust fotosensor näeb.

Sõnad "mikroskoopiline nihe" ei anna isegi lähedale efekti peenust. Peeglite nihkumist valguse lainepikkuse ehk mikronite järgi on lihtne märgata ka ilma igasuguste nippideta. Kuid käe pikkusega 4 km vastab see aegruumi võnkumisele amplituudiga 10–10. Peeglite nihke märkamine aatomi läbimõõdu järgi pole samuti probleem - piisab laserkiire vallandamisest, mis jookseb edasi-tagasi tuhandeid kordi ja saavutab soovitud faasinihke. Aga see annab ka maksimumi 10 −14. Ja me peame nihke skaalal veel miljoneid kordi alla minema, st õppima registreerima peegelnihet isegi mitte ühe aatomi, vaid aatomituuma tuhandiku võrra!

Teel selle tõeliselt hämmastava tehnoloogia poole pidid füüsikud ületama palju raskusi. Mõned neist on puhtalt mehaanilised: peate riputama massiivsed peeglid vedrustuse külge, mis ripub teise vedrustuse küljes, kolmanda vedrustuse küljes ja nii edasi - ja seda kõike selleks, et võimalikult palju vabaneda kõrvalisest vibratsioonist. Muud probleemid on samuti instrumentaalsed, kuid optilised. Näiteks mida võimsam on optilises süsteemis ringlev kiir, seda nõrgemat peeglite nihet suudab fotosensor tuvastada. Kuid liiga võimas kiir soojendab optilisi elemente ebaühtlaselt, mis avaldab kahjulikku mõju kiire enda omadustele. Seda mõju tuleb kuidagi kompenseerida ja selleks käivitati 2000ndatel sellel teemal terve uurimisprogramm (selle uurimistöö kohta vaata uudist Takistus ületatud teel ülitundliku gravitatsioonilainete detektori juurde, “Elements” , 27/06/2006). Lõpuks on õõnsuses olevate footonite kvantkäitumise ja määramatuse põhimõttega seotud puhtalt fundamentaalsed füüsilised piirangud. Need piiravad anduri tundlikkust väärtusega, mida nimetatakse standardseks kvantlimiidiks. Füüsikud, kasutades nutikalt ettevalmistatud laservalguse kvantolekut, on aga juba õppinud sellest üle saama (J. Aasi et al., 2013. LIGO gravitatsioonilainedetektori täiustatud tundlikkus valguse pigistatud olekute abil).

Osaleb gravitatsioonilainete võidujooksus terve nimekiri riigid; Venemaal on oma installatsioon Baksani observatooriumis ja seda, muide, kirjeldatakse Dmitri Zavilgelski dokumentaalteaduslikus populaarteaduslikus filmis. "Ootan laineid ja osakesi". Selle võidujooksu juhid on nüüd kaks laborit – Ameerika LIGO projekt ja Itaalia Virgo detektor. LIGO sisaldab kahte identset detektorit, mis asuvad Hanfordis (Washingtoni osariik) ja Livingstonis (Louisiana) ning on üksteisest 3000 km kaugusel. Kahe seadistuse omamine on oluline kahel põhjusel. Esiteks loetakse signaal registreerituks ainult siis, kui seda näevad mõlemad detektorid korraga. Ja teiseks, gravitatsioonilaine purske saabumise erinevuse järgi kahel rajatisel - ja see võib ulatuda 10 millisekundini - saab ligikaudu kindlaks teha, millisest taevaosast see signaal tuli. Tõsi, kahe detektoriga on viga väga suur, kuid Virgo tööle tulles suureneb täpsus märgatavalt.

Rangelt võttes pakkusid gravitatsioonilainete interferomeetrilise tuvastamise idee esmakordselt välja Nõukogude füüsikud M. E. Herzenstein ja V. I. Pustovoit 1962. aastal. Sel ajal oli laser just leiutatud ja Weber hakkas looma oma resonantsdetektoreid. Seda artiklit aga läänes ei märgatud ja tõtt-öelda ei mõjutanud see reaalsete projektide arengut (vt Gravitatsioonilainete tuvastamise füüsika ajaloolist ülevaadet: resonants- ja interferomeetrilised detektorid).

LIGO gravitatsiooniobservatooriumi loomine oli Massachusettsi Tehnoloogiainstituudi (MIT) ja California Tehnoloogiainstituudi (Caltech) kolme teadlase algatus. Need on Rainer Weiss, kes realiseeris interferomeetrilise gravitatsioonilainete detektori idee, Ronald Drever, kes saavutas tuvastamiseks piisava laservalguse stabiilsuse, ja Kip Thorne, projekti taga olev teoreetik, kes on nüüdseks üldsusele hästi tuntud. teadusliku konsultandi filmi "Interstellar". LIGO varasest ajaloost saate lugeda hiljutisest intervjuust Rainer Weissiga ja John Preskilli memuaaridest.

Gravitatsioonilainete interferomeetrilise tuvastamise projektiga seotud tegevused algasid 1970. aastate lõpus ja alguses kahtlesid paljud ka selle ettevõtmise otstarbekuses. Kuid pärast mitmete prototüüpide demonstreerimist kirjutati ja kiideti heaks praegune LIGO disain. See ehitati 20. sajandi viimasel kümnendil.

Kuigi projekti algtõuke andis USA, on LIGO näol tegemist tõeliselt rahvusvahelise projektiga. Sellesse on rahaliselt ja intellektuaalselt investeerinud 15 riiki ning koostöös osaleb üle tuhande inimese. Projekti elluviimisel mängisid olulist rolli Nõukogude ja Vene füüsikud. LIGO projekti elluviimises osales algusest peale aktiivselt juba mainitud Vladimir Braginski grupp Moskva Riiklikust Ülikoolist ning hiljem liitus koostööga ka Nižni Novgorodi rakendusfüüsika instituut.

LIGO observatoorium alustas tegevust 2002. aastal ja kuni 2010. aastani toimus seal kuus teadusvaatlusseanssi. Usaldusväärselt ei tuvastatud ühtegi gravitatsioonilainete purset ja füüsikud suutsid seada selliste sündmuste sagedusele ainult ülemised piirid. See aga ei üllatanud neid kuigi palju: hinnangud näitasid, et selles universumi osas, mida detektor siis „kuulas“, oli piisavalt võimsa kataklüsmi tõenäosus väike: umbes kord paarikümne aasta jooksul.

Finišijoonel

Aastatel 2010–2015 uuendati LIGO ja Virgo koostöös seadmeid põhjalikult (Virgo on aga alles ettevalmistamisel). Ja nüüd oli kauaoodatud sihtmärk otse silme ees. LIGO - või õigemini, aLIGO ( Täiustatud LIGO) - oli nüüd valmis püüdma neutrontähtede tekitatud purskeid 60 megaparseki kaugusel ja mustad augud - sadade megaparseki kaugusel. Gravitatsioonilainete kuulamisele avatud Universumi maht on varasemate seanssidega võrreldes kümnekordistunud.

Muidugi on võimatu ennustada, millal ja kus toimub järgmine gravitatsioonilainete buum. Kuid uuendatud detektorite tundlikkus võimaldas arvestada mitme neutrontähtede ühinemisega aastas, nii et esimest pursket võis oodata juba esimese neljakuulise vaatlusseansi ajal. Kui rääkida kogu aLIGO projektist, mis kestis mitu aastat, siis oli otsus ülimalt selge: kas pursked kukuvad üksteise järel või miski üldrelatiivsusteoorias põhimõtteliselt ei tööta. Mõlemad on suured avastused.

18. septembrist 2015 kuni 12. jaanuarini 2016 toimus esimene aLIGO vaatlussessioon. Kogu selle aja jooksul levisid internetis kuulujutud gravitatsioonilainete registreerimisest, kuid koostöö vaikis: "kogume ja analüüsime andmeid ega ole veel valmis tulemusi teatama." Täiendava intriigi tekitas asjaolu, et analüüsiprotsessi käigus ei saa koostööliikmed ise olla täiesti kindlad, et nad näevad tõelist gravitatsioonilaine puhkemist. Fakt on see, et LIGO-s lisatakse aeg-ajalt kunstlikult reaalsete andmete voogu arvutiga loodud sari. Seda nimetatakse "pimesüstiks" ja kogu rühmast on ainult kolmel inimesel (!) juurdepääs süsteemile, mis seda suvalisel ajahetkel teostab. Meeskond peab seda tõusu jälgima, seda vastutustundlikult analüüsima ning alles analüüsi viimases etapis “paljastuvad kaardid” ning koostööliikmed saavad teada, kas tegu oli reaalse sündmusega või valvsuse prooviga. Muide, ühel sellisel juhul 2010. aastal jõuti isegi artikli kirjutamiseni, kuid siis avastatud signaal osutus lihtsalt “pimedaks täidiseks”.

Lüüriline kõrvalepõige

Et veel kord tunda hetke pidulikkust, teen ettepaneku vaadata seda lugu teisest küljest, teaduse seestpoolt. Kui keeruline, kättesaamatu teaduslik ülesanne jääb mitmeks aastaks vastuseta, on see tavaline tööhetk. Kui see ei anna järele rohkem kui ühe põlvkonna jooksul, tajutakse seda täiesti erinevalt.

Koolipoisina loed populaarteaduslikke raamatuid ja õpid tundma seda raskesti lahendatavat, kuid kohutavalt huvitavat teaduslikku mõistatust. Üliõpilasena õpid füüsikat, annad ettekandeid ja vahel, olgu selleks või mitte, tuletavad inimesed sinu ümber selle olemasolu meelde. Siis tegelete ise teadusega, töötate mõnes teises füüsikavaldkonnas, kuid kuulete regulaarselt ebaõnnestunud katsetest seda lahendada. Sa muidugi mõistad, et kuskil pingutatakse aktiivselt selle lahendamise nimel, kuid lõpptulemus sinu kui kõrvalseisja jaoks jääb muutumatuks. Probleemi tajutakse staatilise taustana, dekoratsioonina, füüsika igavese ja peaaegu muutumatu elemendina teie teaduselu mastaabis. Nagu ülesanne, mis on alati olnud ja jääb.

Ja siis - nad lahendavad selle. Ja äkki tunned mitmepäevases skaalas, et füüsiline maailmapilt on muutunud ja nüüd tuleb see sõnastada teistes terminites ja esitada muid küsimusi.

Gravitatsioonilainete otsimisega otseselt tegelevate inimeste jaoks ei jäänud see ülesanne loomulikult muutumatuks. Nad näevad eesmärki, teavad, mida on vaja saavutada. Nad muidugi loodavad, et ka loodus tuleb neile poolel teel vastu ja paiskab mõnes lähedalasuvas galaktikas võimsa pritsme, kuid samas mõistavad nad, et isegi kui loodus ei ole nii toetav, ei suuda ta enam teadlaste eest peitu pugeda. . Küsimus on ainult selles, millal nad oma tehnilised eesmärgid täpselt saavutavad. Juba mainitud filmis saab kuulda lugu sellest aistingust inimeselt, kes on mitukümmend aastat gravitatsioonilaineid otsinud "Ootan laineid ja osakesi".

Avamine

Joonisel fig. Joonisel 7 on näidatud peamine tulemus: mõlema detektori poolt salvestatud signaali profiil. On näha, et müra taustal ilmneb võnkumine esmalt nõrgalt ning seejärel suureneb amplituud ja sagedus. soovitud kuju. Võrdlus numbriliste simulatsioonide tulemustega võimaldas selgitada, milliste objektide ühinemist täheldasime: need olid mustad augud massiga umbes 36 ja 29 päikesemassi, mis ühinesid üheks mustaks auguks massiga 62 päikesemassi (viga kõigis need arvud, mis vastavad 90% usaldusvahemikule, on 4 päikese massi). Autorid märgivad möödaminnes, et tekkinud must auk on kõige raskem tähemassiga must auk, mida eales täheldatud. Kahe algobjekti kogumassi ja lõpliku musta augu vaheline erinevus on 3 ± 0,5 päikesemassi. See gravitatsioonilise massi defekt muudeti umbes 20 millisekundi jooksul täielikult välja kiiratud gravitatsioonilainete energiaks. Arvutused näitasid, et gravitatsioonilaine tippvõimsus ulatus 3,6·10 56 erg/s ehk massi järgi ligikaudu 200 Päikese massini sekundis.

Tuvastatud signaali statistiline olulisus on 5,1σ. Teisisõnu, kui eeldada, et need statistilised kõikumised kattusid üksteisega ja puhtjuhuslikult tekitasid sellise puhangu, peaks sellist sündmust ootama 200 tuhat aastat. See võimaldab meil kindlalt väita, et tuvastatud signaal ei ole kõikumine.

Kahe detektori vaheline viivitus oli ligikaudu 7 millisekundit. See võimaldas hinnata signaali saabumise suunda (joonis 9). Kuna detektoreid on vaid kaks, osutus lokaliseerimine väga ligikaudseks: parameetrite poolest sobiv taevasfääri piirkond on 600 ruutkraadi.

LIGO koostöö ei piirdunud pelgalt gravitatsioonilainete registreerimise fakti konstateerimisega, vaid viis läbi ka esimese analüüsi selle vaatluse mõju kohta astrofüüsikale. Artiklis Astrophysical impplications of the Binary Black Hole Merger GW150914, mis avaldati samal päeval ajakirjas Astrophysical Journal Letters, hindasid autorid selliste mustade aukude ühinemise sagedust. Tulemuseks oli vähemalt üks ühinemine kuupgigaparseki kohta aastas, mis on kooskõlas selles osas kõige optimistlikumate mudelite ennustustega.

Mida gravitatsioonilained meile räägivad

Uue nähtuse avastamine pärast aastakümneid kestnud otsinguid ei ole lõpp, vaid alles uue füüsikaharu algus. Loomulikult on kahe mustanahalise ühinemisel tekkivate gravitatsioonilainete registreerimine iseenesest oluline. See on otsene tõestus mustade aukude olemasolust ja topeltmustade aukude olemasolust ja gravitatsioonilainete tegelikkusest ning üldiselt öeldes tõend geomeetrilise gravitatsioonikäsitluse õigsusest, millel põhineb üldrelatiivsusteooria. Kuid füüsikute jaoks pole vähem väärtuslik, et gravitatsioonilainete astronoomia on muutumas uueks uurimisvahendiks, mis võimaldab uurida seda, mis varem oli kättesaamatu.

Esiteks on see uus viis universumi vaatamiseks ja kosmiliste kataklüsmide uurimiseks. Gravitatsioonilainete jaoks pole takistusi, need läbivad universumis kõike ilma probleemideta. Nad on isemajandavad: nende profiil sisaldab teavet protsessi kohta, millest nad sündisid. Lõpuks, kui üks suur plahvatus tekitab optilise, neutriino- ja gravitatsioonipuhangu, võime püüda neid kõiki tabada, võrrelda neid omavahel ja mõista seal toimunu seni ligipääsmatuid detaile. Et oleks võimalik püüda ja võrrelda ühe sündmuse nii erinevaid signaale - peamine eesmärk kõigi signaalide astronoomia.

Kui gravitatsioonilainete detektorid muutuvad veelgi tundlikumaks, suudavad nad aegruumi värisemist tuvastada mitte ühinemise hetkel, vaid paar sekundit enne seda. Nad saadavad automaatselt oma hoiatussignaali vaatlusjaamade üldvõrku ja astrofüüsikalistel teleskoobisatelliitidel, olles arvutanud kavandatava ühinemise koordinaadid, on nende sekundite jooksul aega soovitud suunas pöörata ja alustada taevast pildistamist enne optilist purunemist. algab.

Teiseks võimaldab gravitatsioonilaine plahvatus õppida neutrontähtede kohta uusi asju. Neutronitähtede ühinemine on tegelikult uusim ja kõige ekstreemsem neutrontähtede katse, mida loodus meie jaoks teha saab, ja meie pealtvaatajatena peame ainult tulemusi jälgima. Sellise ühinemise vaatluslikud tagajärjed võivad olla erinevad (joonis 10) ja nende statistikat kogudes saame paremini mõista neutrontähtede käitumist sellistes eksootilised tingimused. Ülevaate sellesuunalisest asjade hetkeseisust leiab S. Rosswogi hiljutisest väljaandest, 2015. Multi-messenger picture of compact binary mergers.

Kolmandaks võimaldab supernoovast tulnud purske salvestamine ja selle võrdlemine optiliste vaatlustega lõpuks üksikasjalikult aru saada, mis toimub sees, varingu alguses. Nüüd on füüsikutel endiselt raskusi selle protsessi numbrilise modelleerimisega.

Neljandaks on gravitatsiooniteooriaga seotud füüsikutel ihaldatud "labor" tugeva gravitatsiooni mõjude uurimiseks. Seni olid kõik üldrelatiivsusteooria mõjud, mida võisime otseselt jälgida, seotud gravitatsiooniga nõrkades väljades. Võiksime aimata, mis juhtub tugeva gravitatsiooni tingimustes, kui aegruumi moonutused hakkavad iseendaga tugevalt interakteeruma, ainult kaudsetest ilmingutest, läbi kosmiliste katastroofide optilise kaja.

Viiendaks on uus võimalus katsetada eksootilisi gravitatsiooniteooriaid. Kaasaegses füüsikas on selliseid teooriaid juba palju, vt näiteks neile pühendatud peatükki populaarsest A. N. Petrovi raamatust “Gravitatsioon”. Mõned neist teooriatest meenutavad tavapärast üldrelatiivsusteooriat nõrkade väljade piirides, kuid võivad olla väga erinevad, kui gravitatsioon muutub väga tugevaks. Teised tunnistavad gravitatsioonilainete uut tüüpi polarisatsiooni olemasolu ja ennustavad valguse kiirusest veidi erinevat kiirust. Lõpuks on teooriaid, mis sisaldavad täiendavaid ruumilisi mõõtmeid. Mida saab nende kohta gravitatsioonilainete põhjal öelda, on lahtine küsimus, kuid on selge, et siit saab mingit teavet. Soovitame lugeda ka astrofüüsikute endi arvamust selle kohta, mis muutub pärast gravitatsioonilainete avastamist, valikust Postnauka kohta.

Tuleviku plaanid

Gravitatsioonilainete astronoomia väljavaated on kõige julgustavad. Nüüd on aLIGO detektori esimene, lühim vaatlusseanss lõppenud – ja juba selle lühikese ajaga tuvastati selge signaal. Õigem oleks öelda nii: esimene signaal tabati juba enne ametlikku algust ja kõigi nelja kuu tööst pole koostöö veel aru andnud. Kes teab, võib-olla on seal juba paar täiendavat naelu? Nii või teisiti, aga edasi, detektorite tundlikkuse kasvades ja gravitatsioonilainete vaatlustele ligipääsetava Universumi osa laienedes kasvab salvestatud sündmuste arv laviinina.

LIGO-Virgo võrgu eeldatav seansi ajakava on näidatud joonisel fig. 11. Teine, kuus kuud kestev seanss algab selle aasta lõpus, kolmas seanss võtab peaaegu kogu 2018. aasta ja igas etapis detektori tundlikkus tõuseb. 2020. aasta paiku peaks aLIGO saavutama oma kavandatud tundlikkuse, mis võimaldab detektoril uurida Universumit meist kaugemate neutrontähtede ühinemise suhtes kuni 200 Mpc kaugusel. Veelgi energilisemate mustade aukude ühinemissündmuste puhul võib tundlikkus ulatuda peaaegu gigaparsekini. Nii või teisiti suureneb vaatluseks saadaoleva Universumi maht võrreldes esimese seansiga kümneid kordi.

Uuenenud Itaalia laboratoorium Virgo tuleb mängu ka selle aasta lõpus. Selle tundlikkus on veidi väiksem kui LIGO-l, kuid siiski üsna korralik. Tänu triangulatsioonimeetodile võimaldab ruumis üksteisest eemal asuvate detektorite kolmik palju paremini rekonstrueerida allikate asukohta taevasfääril. Kui praegu ulatub kahe detektoriga lokaliseerimisala sadadesse ruutkraadidesse, siis kolm detektorit vähendavad selle kümnetesse. Lisaks ehitatakse praegu Jaapanis sarnast KAGRA gravitatsioonilaine antenni, mis hakkab tööle kahe-kolme aasta pärast ning Indias plaanitakse 2022. aasta paiku käivitada LIGO-India detektor. Selle tulemusena hakkab mõne aasta pärast tööle terve gravitatsioonilainete detektorite võrk ja salvestab regulaarselt signaale (joonis 13).

Lõpuks plaanitakse kosmosesse saata gravitatsioonilainete instrumente, eelkõige eLISA projekti. Kaks kuud tagasi saadeti orbiidile esimene testsatelliit, mille ülesandeks saab tehnoloogiate testimine. Gravitatsioonilainete tegelik tuvastamine on veel kaugel. Kuid kui see satelliitide rühm hakkab andmeid koguma, avab see uue akna universumisse – läbi madala sagedusega gravitatsioonilainete. See kõigi lainete lähenemisviis gravitatsioonilainetele on selle valdkonna peamine pikaajaline eesmärk.

Paralleelid

Gravitatsioonilainete avastamine oli ajaloos kolmas kord viimased aastad juhtum, kus füüsikud murdsid lõpuks läbi kõik takistused ja jõudsid meie maailma ülesehituse senitundmatute peensusteni. 2012. aastal avastati Higgsi boson, peaaegu pool sajandit tagasi ennustatud osake. 2013. aastal tõestas IceCube'i neutriinodetektor astrofüüsikaliste neutriinode reaalsust ja hakkas "universumit vaatama" täiesti uuel, varem ligipääsmatul viisil - läbi suure energiaga neutriinode. Ja nüüd on loodus taas inimesele alistunud: universumi vaatlemiseks on avanenud gravitatsioonilainete “aken” ja samal ajal on saanud otseseks uurimiseks kättesaadavaks ka tugeva gravitatsiooni mõju.

Peab ütlema, et siin ei olnud kuskil loodusest pärit “freebie”-d. Otsingut tehti väga pikka aega, kuid see ei andnud tulemust, sest siis, aastakümneid tagasi, ei jõudnud seadmed tulemuseni ei energia, mastaabi ega tundlikkuse osas. Eesmärgini viis tehnoloogia pidev ja sihipärane areng, mida ei peatanud ei tehnilised raskused ega möödunud aastate negatiivsed tulemused.

Ja kõigil kolmel juhul ei olnud avastamise fakt mitte lõpp, vaid vastupidi, uue uurimissuuna algus, sellest sai uus tööriist meie maailma uurimiseks. Higgsi bosoni omadused on muutunud mõõtmiseks kättesaadavaks – ja nendes andmetes püüavad füüsikud eristada uue füüsika mõjusid. Tänu suure energiaga neutriinode statistika suurenemisele teeb neutriinode astrofüüsika esimesi samme. Vähemalt sama oodatakse nüüd gravitatsioonilainete astronoomiast ja optimismiks on igati põhjust.

Allikad:
1) LIGO Scientific Coll. ja Virgo Coll. Gravitatsioonilainete vaatlemine binaarse musta augu ühinemisel // Phys. Rev. Lett. Avaldatud 11. veebruaril 2016.
2) Detection Papers – põhiavastusartikliga kaasas olev tehniliste artiklite loetelu.
3) E. Berti. Vaatepunkt: mustade aukude ühendamise esimesed helid // Füüsika. 2016. V. 9. N. 17.

Vaata materjalid üle:
1) David Blair jt. Gravitatsioonilaine astronoomia: hetkeseis // arXiv:1602.02872.
2) Benjamin P. Abbott ja LIGO Scientific Collaboration ja Virgo Collaboration. Gravitatsioonilainete üleminekute vaatlemise ja lokaliseerimise väljavaated täiustatud LIGO ja täiustatud Virgo abil // Elav Rev. Relatiivsus. 2016. V. 19. N. 1.
3) O. D. Aguiar. Resonants-massgravitatsioonilaine detektorite minevik, olevik ja tulevik // Res. Astron. Astroofia. 2011. V. 11. N. 1.
4) Gravitatsioonilainete otsimine - valik materjale ajakirja veebisaidil Teadus gravitatsioonilainete otsimisel.
5) Matthew Pitkin, Stuart Reid, Sheila Rowan, Jim Hough. Gravitatsioonilainete tuvastamine interferomeetria abil (maa ja ruum) // arXiv:1102.3355.
6) V. B. Braginsky. Gravitatsioonilainete astronoomia: uued mõõtmismeetodid // UFN. 2000. T. 170. lk 743–752.
7) Peter R. Saulson.

Tuletagem meelde, et teisel päeval teatasid LIGO teadlased suurest läbimurdest füüsika, astrofüüsika ja meie universumi uurimise valdkonnas: gravitatsioonilainete avastamisest, mille ennustas Albert Einstein 100 aastat tagasi. Gizmodo võttis ühendust doktor Amber Staveriga Louisianas asuvast Livingstoni observatooriumist, LIGO koostööprojektist, et küsida lisateavet selle kohta, mida see füüsika jaoks tähendab. Mõistame, et vaid mõne artikliga on raske saavutada globaalset arusaama meie maailma mõistmise uuest viisist, kuid me proovime.

Seni on ühe gravitatsioonilaine tuvastamiseks tehtud tohutult tööd ja see oli suur läbimurre. Näib, et astronoomia jaoks on avanemas palju uusi võimalusi – kuid kas see esimene avastamine on "lihtne" tõend selle kohta, et tuvastamine on iseenesest võimalik või saate sellest juba edasisi teaduslikke edusamme? Mida loodad sellest tulevikus saada? Kas nende lainete tuvastamiseks on tulevikus lihtsamad meetodid?

See on tõesti esimene avastus, läbimurre, kuid eesmärk on alati olnud gravitatsioonilainete kasutamine uue astronoomia tegemiseks. Selle asemel, et otsida universumist nähtavat valgust, võime nüüd tajuda peeneid muutusi gravitatsioonis, mis on põhjustatud suurimast, tugevamast ja (minu arvates) kõige suuremast valgusest. huvitavad asjad Universumis – kaasa arvatud need, mille kohta me valguse abil kunagi teavet ei saanud.

Saime seda uut tüüpi astronoomiat rakendada esimeste tuvastuslainete puhul. Kasutades seda, mida me GTR-i (üldrelatiivsusteooria) kohta juba teame, suutsime ennustada, millised on selliste objektide nagu mustad augud või neutrontähed gravitatsioonilained. Meie leitud signaal vastab paarile mustale augule, millest üks on Päikesest 36 ja teine ​​29 korda massiivsem ja keerleb üksteisele lähenedes. Lõpuks ühinevad nad üheks mustaks auguks. Nii et see pole mitte ainult esimene gravitatsioonilainete tuvastamine, vaid ka esimene otsene mustade aukude vaatlemine, sest neid ei saa valguse abil jälgida (ainult nende ümber tiirleva aine järgi).

Miks olete kindel, et kõrvalised mõjud (nt vibratsioon) tulemusi ei mõjuta?

LIGO-s salvestame palju rohkem meie keskkonna ja seadmetega seotud andmeid kui andmeid, mis võivad sisaldada gravitatsioonilaine signaali. Selle põhjuseks on see, et me tahame olla võimalikult kindlad, et meid ei petta kõrvalised mõjud ega eksitata gravitatsioonilaine tuvastamisel. Kui tunneme gravitatsioonilaine signaali tuvastamisel ebanormaalset pinnast, lükkame selle kandidaadi suure tõenäosusega tagasi.

Video: Gravitatsioonilained lühidalt

Teine meede, mida me võtame tagamaks, et me midagi juhuslikku ei näe, on see, et mõlemad LIGO detektorid näeksid sama signaali aja jooksul, mis kulub gravitatsioonilaine kahe objekti vahel liikumiseks. Sellise reisi maksimaalne aeg on ligikaudu 10 millisekundit. Et olla kindlad võimalikus tuvastamises, peame nägema sama kujuga signaale peaaegu samal ajal ning meie keskkonna kohta kogutavad andmed peavad olema anomaaliateta.

Kandidaadil on palju muid teste, kuid need on peamised.

Kas selliste seadmete abil tuvastatavate gravitatsioonilainete tekitamiseks on olemas praktiline viis? Kas me suudame ehitada gravitatsiooniraadio või laseri?

Te pakute välja, mida Heinrich Hertz tegi 1880. aastate lõpus, et avastada elektromagnetlained raadiolainete kujul. Kuid gravitatsioon on universumit koos hoidvatest põhijõududest nõrgim. Sel põhjusel on massi liikumine laboris või muus rajatises gravitatsioonilainete tekitamiseks liiga nõrk, et seda tuvastada isegi detektoriga nagu LIGO. Piisavalt tugevate lainete tekitamiseks peaksime hantlit keerutama nii kiiresti, et see rebiks läbi mis tahes teadaoleva materjali. Kuid universumis on palju suuri massikoguseid, mis liiguvad ülikiiresti, seega ehitame detektoreid, mis neid otsivad.

Kas see kinnitus muudab meie tulevikku? Kas me saame kasutada nende lainete jõudu avakosmose uurimiseks? Kas nende lainete abil on võimalik suhelda?

Kuna mass peab liikuma äärmuslikel kiirustel, et tekitada gravitatsioonilaineid, mida detektorid nagu LIGO suudavad tuvastada, on ainus teadaolev mehhanism selleks neutrontähtede või mustade aukude paarid, mis pöörlevad enne ühinemist (võib olla ka muid allikaid). Tõenäosus, et asjaga manipuleerib mingi arenenud tsivilisatsioon, on äärmiselt väike. Isiklikult arvan, et ei oleks tore avastada tsivilisatsiooni, mis oleks võimeline suhtlusvahendina kasutama gravitatsioonilaineid, kuna need võivad meid kergesti tappa.

Kas gravitatsioonilained on koherentsed? Kas neid on võimalik ühtseks muuta? Kas neid on võimalik fokusseerida? Mis juhtub massiivse objektiga, mida mõjutab fokuseeritud gravitatsioonikiir? Kas seda efekti saab kasutada osakeste kiirendite parandamiseks?

Teatud tüüpi gravitatsioonilained võivad olla koherentsed. Kujutagem ette neutrontähte, mis on peaaegu täiuslikult sfääriline. Kui see pöörleb kiiresti, tekitavad väikesed alla tolli deformatsioonid teatud sagedusega gravitatsioonilaineid, mis muudavad need koherentseks. Kuid gravitatsioonilainete fokuseerimine on väga raske, sest Universum on neile läbipaistev; gravitatsioonilained liiguvad läbi aine ja väljuvad muutumatuna. Nende fokuseerimiseks peate muutma vähemalt osa gravitatsioonilainete liikumisteed. Võib-olla suudaks gravitatsiooniläätsede eksootiline vorm gravitatsioonilaineid vähemalt osaliselt fokusseerida, kuid nende kasutamine oleks raske, kui mitte võimatu. Kui nad suudavad keskenduda, jäävad nad ikka nii nõrgaks, et ma ei kujutaks neist praktilist kasutust ette. Kuid nad on rääkinud ka laseritest, mis on sisuliselt lihtsalt fokuseeritud koherentne valgus, nii et kes teab.

Mis on gravitatsioonilaine kiirus? Kas sellel on mass? Kui ei, siis kas see võib liikuda kiiremini kui valguse kiirus?

Arvatakse, et gravitatsioonilained liiguvad valguse kiirusel. Seda kiirust piirab üldrelatiivsusteooria. Kuid sellised katsed nagu LIGO peaksid seda testima. Võib-olla liiguvad nad valguse kiirusest veidi aeglasemalt. Kui jah, siis gravitatsiooniga seotud teoreetilisel osakesel, gravitonil, on mass. Kuna gravitatsioon ise toimib masside vahel, muudab see teooria keerukamaks. Aga mitte võimatus. Kasutame Occami habemenuga: tavaliselt on kõige õigem kõige lihtsam seletus.

Kui kaugel peate olema mustade aukude ühinemisest, et saaksite neist rääkida?

Meie binaarsete mustade aukude puhul, mille tuvastasime gravitatsioonilainete põhjal, muutsid need meie 4-kilomeetriste käte pikkust maksimaalselt 1 x 10–18 meetrit (see on 1/1000 prootoni läbimõõdust). Samuti usume, et need mustad augud asuvad Maast 1,3 miljardi valgusaasta kaugusel.

Oletame nüüd, et oleme kaks meetrit pikad ja hõljume Maa ja Päikese kaugusel mustast august. Ma arvan, et kogete vaheldumisi umbes 165 nanomeetrit lamendamist ja venitamist (teie pikkus muutub päeva jooksul rohkem). Seda saab üle elada.

Mis on teadlastele kõige rohkem huvitatud uuel viisil kosmose kuulmiseks?

Potentsiaal pole täielikult teada, selles mõttes, et kohti võib olla palju rohkem, kui arvasime. Mida rohkem me universumi kohta õpime, seda paremini suudame gravitatsioonilaineid kasutades vastata selle küsimustele. Näiteks need:

• Mis põhjustab gammakiirguse purskeid?
• Kuidas aine käitub äärmuslikud tingimused kokkuvarisev täht?
• Millised olid esimesed hetked pärast Suurt Pauku?
• Kuidas käitub mateeria neutrontähtedes?

Kuid mind huvitab rohkem see, milliseid ootamatuid asju saab gravitatsioonilainete abil avastada. Iga kord, kui inimesed vaatlesid Universumit uuel viisil, avastasime palju ootamatuid asju, mis pöörasid meie arusaama universumist pea peale. Ma tahan leida need gravitatsioonilained ja avastada midagi, millest meil varem aimugi polnud.

Kas see aitab meil luua tõelise lõime?

Kuna gravitatsioonilained suhtlevad ainega nõrgalt, ei saa neid selle aine liigutamiseks kasutada. Kuid isegi kui saaksite, liigub gravitatsioonilaine ainult valguse kiirusel. Need ei sobi lõimeajami jaoks. Küll oleks lahe.

Kuidas on lood antigravitatsiooniseadmetega?

Gravitatsioonivastase seadme loomiseks peame tõmbejõu muutma tõukejõuks. Ja kuigi gravitatsioonilaine levitab gravitatsiooni muutusi, ei ole muutus kunagi tõrjuv (või negatiivne).

Gravitatsioon tõmbab alati ligi, sest negatiivset massi ei paista eksisteerivat. On ju olemas positiivne ja negatiivne laeng, põhja- ja lõunapoolus, aga ainult positiivne mass. Miks? Kui oleks olemas negatiivne mass, kukuks ainepall alla, mitte üles. Selle tõrjuks Maa positiivne mass.

Mida see tähendab ajas rändamise ja teleporteerumise võime jaoks? Kas leiame sellele nähtusele praktilise rakenduse peale meie universumi uurimise?

Nüüd Parim viis ajarännak (ja ainult tulevikku) tähendab reisimist valguselähedase kiirusega (meenutagem kaksikparadoksi üldrelatiivsusteoorias) või minemist suurenenud gravitatsiooniga piirkonda (sellist ajarännakut demonstreeriti Interstellaris). Kuna gravitatsioonilaine levitab gravitatsiooni muutusi, tekitab see aja kiiruses väga väikeseid kõikumisi, kuid kuna gravitatsioonilained on oma olemuselt nõrgad, on ka aja kõikumised. Ja kuigi ma arvan, et seda ei saa ajas rändamise (või teleportatsiooni) puhul rakendada, siis ära iial ütle iial (vean kihla, et see läks hinge).

Kas tuleb päev, mil me lõpetame Einsteini valideerimise ja hakkame uuesti kummalisi asju otsima?

Kindlasti! Kuna gravitatsioon on jõududest nõrgim, on sellega ka raske katsetada. Siiani said teadlased iga kord, kui üldrelatiivsusteooriat testisid, täpselt ennustatud tulemused. Isegi gravitatsioonilainete avastamine kinnitas taas Einsteini teooriat. Kuid ma usun, et kui me hakkame testima teooria väikseimaid detaile (võib-olla gravitatsioonilainetega, võib-olla millegi muuga), leiame "naljakaid" asju, näiteks katsetulemusi, mis ei vasta täpselt ennustusega. See ei tähenda, et GTR on ekslik, vaid on vaja selle üksikasju selgitada.

Video: kuidas gravitatsioonilained Interneti õhku lasid?

Iga kord, kui vastame ühele küsimusele looduse kohta, kerkivad esile uued. Lõpuks on meil küsimusi, mis on lahedamad kui vastused, mida üldrelatiivsusteooria suudab pakkuda.

Kas saate selgitada, kuidas see avastus võib olla seotud ühtse väljateooriaga või mõjutada seda? Kas oleme lähemal selle kinnitamisele või ümberlükkamisele?

Nüüd on meie avastuse tulemused peamiselt pühendatud üldrelatiivsusteooria testimisele ja kinnitamisele. Ühtne väljateooria püüab luua teooriat, mis selgitab väga väikese (kvantmehaanika) ja väga suure (üldrelatiivsusteooria) füüsikat. Nüüd saab neid kahte teooriat üldistada, et selgitada maailma ulatust, milles me elame, kuid mitte rohkem. Kuna meie avastus keskendub väga suurte füüsikale, ei aita see üksi meid ühtse teooria poole edasi viia. Aga küsimus pole selles. Äsja sündis gravitatsioonilainete füüsika valdkond. Kui me rohkem teada saame, laiendame oma tulemusi kindlasti ühtse teooria valdkonda. Kuid enne jooksmist peate kõndima.

Nüüd, kui kuulame gravitatsioonilaineid, mida peavad teadlased kuulma, et sõna otseses mõttes telliskivi puhuda? 1) Ebaloomulikud mustrid/struktuurid? 2) Gravitatsioonilainete allikad piirkondadest, mida pidasime tühjaks? 3) Rick Astley – kas ei anna sulle kunagi alla?

Kui lugesin teie küsimust, meenus mulle kohe stseen kontaktist, kus raadioteleskoop võtab mustreid algarvud. Seda looduses tõenäoliselt ei leidu (meie teada). Nii et teie valik ebaloomuliku mustri või struktuuriga oleks kõige tõenäolisem.

Ma ei usu, et saame kunagi kindlad, et teatud ruumipiirkonnas on tühimik. Lõpuks oli meie avastatud mustade aukude süsteem isoleeritud ja valgust piirkonnast ei tulnud, kuid me tuvastasime seal siiski gravitatsioonilaineid.

Mis puudutab muusikat... Olen spetsialiseerunud gravitatsioonilainete signaalide eraldamisele staatilisest mürast, mida me pidevalt taustakeskkonnas mõõdame. Kui ma leiaksin gravitatsioonilainest muusikat, eriti muusikat, mida olin varem kuulnud, oleks see pettus. Aga muusika, mida Maal pole kuuldud... See oleks nagu lihtsate juhtumitega “Kontaktist”.

Kuna katse tuvastab laineid, muutes kahe objekti vahelist kaugust, siis kas ühe suuna amplituud on suurem kui teise suuna amplituud? Kas muidu ei tähendaks loetavad andmed, et universumi suurus muutub? Ja kui jah, siis kas see kinnitab laienemist või midagi ootamatut?

Peame nägema, et paljud gravitatsioonilained tulevad paljudest erinevad suunad universumis, enne kui jõuame sellele küsimusele vastata. Astronoomias loob see rahvastikumudeli. Mitu erinevat tüüpi asju on olemas? See on põhiküsimus. Kui meil on palju vaatlusi ja hakkame nägema ootamatuid mustreid, näiteks seda, et teatud tüüpi gravitatsioonilained tulevad teatud universumi osast ja mitte kusagilt mujalt, on see äärmiselt huvitav tulemus. Mõned mustrid võivad kinnitada laienemist (milles oleme väga kindlad) või muid nähtusi, millest me veel teadlikud pole. Kuid kõigepealt peame nägema palju rohkem gravitatsioonilaineid.

Minu jaoks on täiesti arusaamatu, kuidas teadlased tegid kindlaks, et nende mõõdetud lained kuuluvad kahte ülimassiivsesse musta auku. Kuidas saab lainete allikat sellise täpsusega kindlaks teha?

Andmeanalüüsi meetodid kasutavad meie andmetega võrdlemiseks prognoositud gravitatsioonilainete signaalide kataloogi. Kui mõne sellise ennustuse või mustriga on tugev korrelatsioon, siis me mitte ainult ei tea, et tegemist on gravitatsioonilainega, vaid teame ka seda, milline süsteem selle tekitas.

Iga eraldi meetod gravitatsioonilaine tekitamine, olgu selleks siis mustade aukude ühinemine, tähtede pöörlemine või surm, kõik lained on erineva kujuga. Kui tuvastame gravitatsioonilaine, kasutame neid kujundeid, nagu ennustab üldrelatiivsusteooria, et määrata nende põhjus.

Kuidas me teame, et need lained tekkisid kahe musta augu kokkupõrkest, mitte mõnest muust sündmusest? Kas on võimalik mingi täpsusega ennustada, kus või millal selline sündmus aset leidis?

Kui teame, milline süsteem gravitatsioonilaine tekitas, saame ennustada, kui tugev gravitatsioonilaine oli selle tekkekoha lähedal. Mõõtes selle tugevust selle Maale jõudmisel ja võrreldes meie mõõtmisi allika prognoositud tugevusega, saame arvutada, kui kaugel allikas on. Kuna gravitatsioonilained liiguvad valguse kiirusega, saame ka arvutada, kui kaua kulus gravitatsioonilainetel Maa poole liikuma.

Meie avastatud mustade aukude süsteemi puhul mõõtsime LIGO käte pikkuse maksimaalset muutust 1/1000 prootoni läbimõõdu kohta. See süsteem asub 1,3 miljardi valgusaasta kaugusel. Septembris avastatud ja hiljuti välja kuulutatud gravitatsioonilaine on meie poole liikunud 1,3 miljardit aastat. See juhtus enne loomaelu tekkimist Maal, kuid pärast mitmerakuliste organismide tekkimist.

Väljakuulutamise ajal väideti, et teised detektorid otsivad pikema perioodiga laineid – mõned neist isegi kosmilisi. Mida saate meile nende suurte detektorite kohta öelda?

Arendamisel on tõepoolest kosmosedetektor. Seda nimetatakse LISA-ks (Laser Interferometer Space Antenna). Kuna see asub kosmoses, on see erinevalt maapealsetest detektoritest Maa loomulike vibratsioonide tõttu üsna tundlik madala sagedusega gravitatsioonilainete suhtes. See saab olema keeruline, sest satelliidid tuleb paigutada Maast kaugemale, kui inimesed on kunagi olnud. Kui midagi läheb valesti, ei saa me astronaute remonti saata, nagu tegime Hubble'iga 1990. aastatel. Kontrollima vajalikke tehnoloogiaid, käivitas detsembris LISA Pathfinder missiooni. Seni on ta kõik oma ülesanded täitnud, kuid missioon pole veel kaugeltki lõppenud.

Kas gravitatsioonilaineid on võimalik helilaineteks muuta? Ja kui jah, siis millised need välja näevad?

Saab. Muidugi ei kuule te ainult gravitatsioonilainet. Aga kui võtate signaali ja edastate selle kõlaritest, saate seda kuulda.

Mida peaksime selle teabega peale hakkama? Kas teised olulise massiga astronoomilised objektid kiirgavad neid laineid? Kas laineid saab kasutada planeetide või lihtsate mustade aukude leidmiseks?

Gravitatsiooniväärtuste otsimisel pole oluline ainult mass. Samuti objektile omane kiirendus. Meie avastatud mustad augud tiirlesid ühinedes üksteise ümber 60% valguse kiirusega. Seetõttu suutsime need ühinemise käigus tuvastada. Kuid nüüd ei tule neist enam gravitatsioonilaineid, kuna need on ühinenud üheks passiivseks massiks.

Seega kõik, millel on palju massi ja mis liigub väga kiiresti, tekitab gravitatsioonilaineid, mida saab tuvastada.

Tõenäoliselt ei ole eksoplaneetidel piisav mass või kiirendus tuvastatavate gravitatsioonilainete tekitamiseks. (Ma ei ütle, et nad neid üldse ei loo, ainult et need pole piisavalt tugevad või erineva sagedusega). Isegi kui eksoplaneet oleks vajalike lainete tekitamiseks piisavalt massiivne, rebiks kiirendus selle laiali. Ärge unustage, et kõige massiivsemad planeedid on tavaliselt gaasihiiglased.

Kui tõene on lainete analoogia vees? Kas me saame nendel lainetel sõita? Kas gravitatsiooni "tipud" on olemas, nagu juba tuntud "kaevud"?

Kuna gravitatsioonilained võivad liikuda läbi aine, ei ole võimalik nendega sõita ega neid tõukejõuks kasutada. Seega ei mingit gravitatsioonilaine surfamist.

"Piigid" ja "kaevud" on suurepärased. Gravitatsioon tõmbab alati ligi, sest negatiivset massi pole. Me ei tea, miks, kuid seda pole kunagi laboris ega universumis täheldatud. Seetõttu kujutatakse gravitatsiooni tavaliselt kaevuna. Seda "kaevu" mööda liikuv mass langeb sügavamale; Nii toimib atraktsioon. Kui teil on negatiivne mass, saate tõrjumise ja koos sellega "tipu". "Tipupunktis" liikuv mass paindub sellest eemale. Nii et "kaevud" on olemas, kuid "tipud" mitte.

Analoogia veega on hea seni, kuni räägime sellest, et laine tugevus väheneb koos läbitud kaugusega allikast. Veelaine jääb järjest väiksemaks ja gravitatsioonilaine aina nõrgemaks.

Kuidas mõjutab see avastus meie kirjeldust Suure Paugu inflatsiooniperioodist?

Hetkel see avastus inflatsioonile praktiliselt ei mõjuta. Selliste väidete tegemiseks tuleb jälgida Suure Paugu gravitatsioonilaineid. Projekt BICEP2 arvas, et on neid gravitatsioonilaineid kaudselt jälginud, kuid selgus, et süüdi oli kosmiline tolm. Kui ta saab vajalikud andmed, siis olemasolu lühike periood inflatsioon vahetult pärast Suurt Pauku.

LIGO suudab neid gravitatsioonilaineid otse näha (see on ka kõige nõrgem gravitatsioonilainete tüüp, mida loodame tuvastada). Kui me neid näeme, saame vaadata sügavale Universumi minevikku, nagu me pole varem vaadanud, ja hinnata saadud andmete põhjal inflatsiooni.

Mis on gravitatsioonilained?

Gravitatsioonilained - muutused gravitatsiooniväljas, mis liiguvad lainetena. Neid kiirgavad liikuvad massid, kuid pärast kiirgust on nad neist eraldatud ja eksisteerivad neist massidest sõltumatult. Matemaatiliselt seotud aegruumi mõõdikute häiringuga ja seda võib kirjeldada kui "ruumi-aja lainetust".

Üldrelatiivsusteoorias ja enamikus teistes kaasaegsed teooriad Gravitatsioonis tekivad gravitatsioonilained muutuva kiirendusega massiivsete kehade liikumisel. Gravitatsioonilained levivad ruumis vabalt valguse kiirusel. Gravitatsioonijõudude suhtelise nõrkuse tõttu (võrreldes teistega) on need lained väga väikese magnituudiga, mida on raske registreerida.

Gravitatsioonilaineid ennustab üldrelatiivsusteooria (GR). Need avastasid esmakordselt 2015. aasta septembris LIGO kaksikdetektorid, mis tuvastasid gravitatsioonilained, mis tõenäoliselt tulenevad kahe musta augu ühinemisest, moodustades veel ühe massiivse pöörleva musta augu. must auk. Kaudseid tõendeid nende olemasolu kohta on teada alates 1970. aastatest – Üldrelatiivsusteooria ennustab kaksiktähtede lähedaste süsteemide lähenemiskiirusi, mis langevad kokku gravitatsioonilainete emissioonist tingitud energiakadudest tingitud vaatlustega. Gravitatsioonilainete otsene registreerimine ja nende kasutamine astrofüüsikaliste protsesside parameetrite määramiseks on kaasaegse füüsika ja astronoomia oluline ülesanne.

Kui mõelda oma aegruumile kui koordinaatide võrgustikule, siis gravitatsioonilained on häired, lained, mis jooksevad mööda võrku, kuna massiivsed kehad (nagu mustad augud) moonutavad ruumi nende ümber.

Seda võib võrrelda maavärinaga. Kujutage ette, et elate linnas. Sellel on mõned markerid, mis loovad linnaruumi: majad, puud jne. Nad on liikumatud. Kui kuskil linna lähedal midagi juhtub suur maavärin, vibratsioonid jõuavad meieni – ja isegi liikumatud majad ja puud hakkavad võnkuma. Need vibratsioonid on gravitatsioonilained; ja objektid, mis vibreerivad, on ruum ja aeg.

Miks läks teadlastel gravitatsioonilainete tuvastamiseks nii kaua aega?

Konkreetsed jõupingutused gravitatsioonilainete tuvastamiseks algasid sõjajärgsel perioodil mõnevõrra naiivsete seadmetega, mis ilmselgelt ei olnud selliste võnkumiste tuvastamiseks piisavalt tundlikud. Aja jooksul sai selgeks, et otsingudetektorid peavad olema väga suured – ja need peavad kasutama kaasaegset lasertehnoloogiat. Just kaasaegsete lasertehnoloogiate arenguga sai võimalikuks geomeetria, mille häireteks on gravitatsioonilaine, juhtimine. Tehnoloogia tohutu areng mängis selles avastuses võtmerolli. Ükskõik kui hiilgavad teadlased ka polnud, vaid 30–40 aastat tagasi oli seda lihtsalt tehniliselt võimatu teha.

Miks on lainete tuvastamine füüsika jaoks nii oluline?

Gravitatsioonilaineid ennustas Albert Einstein oma üldises relatiivsusteoorias umbes sada aastat tagasi. Kogu 20. sajandi jooksul oli füüsikuid, kes seadsid selle teooria kahtluse alla, kuigi tõendeid ilmnes üha rohkem. Ja gravitatsioonilainete olemasolu on teooria nii kriitiline kinnitus.

Lisaks teadsime enne gravitatsioonilainete registreerimist, kuidas gravitatsioon käitub, ainult taevamehaanika, interaktsiooni näitel. taevakehad. Kuid oli selge, et gravitatsiooniväljal on lained ja aegruum võib sarnaselt deformeeruda. See, et me polnud varem gravitatsioonilaineid näinud, oli tänapäeva füüsikas pimeala. Nüüd on see valge laik kinni, modernse vundamenti on laotud veel üks telliskivi füüsikaline teooria. See on kõige fundamentaalsem avastus. Viimastel aastatel pole midagi võrreldavat olnud.

“Waiting for Waves and Particles” – dokumentaalfilm gravitatsioonilainete otsimisest(autor Dmitri Zavilgelskiy)

Gravitatsioonilainete registreerimisel on ka praktiline aspekt. Tõenäoliselt saab pärast tehnoloogia edasist arengut rääkida gravitatsiooniastronoomiast – universumi kõige suurema energiaga sündmuste jälgede vaatlemisest. Kuid praegu on liiga vara sellest rääkida, me räägime ainult lainete salvestamise fakti kohta, mitte neid laineid genereerivate objektide omaduste väljaselgitamise kohta.

Gravitatsioonilained – kunstniku renderdus

Gravitatsioonilained on aegruumi meetrika häired, mis eralduvad allikast ja levivad lainetena (nn aegruumi lainetus).

Üldrelatiivsusteoorias ja enamikus teistes kaasaegsetes gravitatsiooniteooriates tekitavad gravitatsioonilained muutuva kiirendusega massiivsete kehade liikumisel. Gravitatsioonilained levivad ruumis vabalt valguse kiirusel. Gravitatsioonijõudude suhtelise nõrkuse tõttu (võrreldes teistega) on need lained väga väikese magnituudiga, mida on raske registreerida.

Polariseeritud gravitatsioonilaine

Gravitatsioonilaineid ennustab üldine relatiivsusteooria (GR) ja paljud teised. Need tuvastati esmakordselt 2015. aasta septembris kahe kaksikdetektori abil, mis tuvastasid gravitatsioonilained, mis tõenäoliselt tulenevad kahe ühendamisest ühtse massiivsema pöörleva musta augu moodustamiseks. Kaudseid tõendeid nende olemasolu kohta on teada juba 1970. aastatest – Üldrelatiivsusteooria ennustab gravitatsioonilainete emissioonist tingitud energiakao tõttu lähedaste süsteemide konvergentsi kiirust, mis ühtib vaatlustega. Gravitatsioonilainete otsene registreerimine ja nende kasutamine astrofüüsikaliste protsesside parameetrite määramiseks on kaasaegse füüsika ja astronoomia oluline ülesanne.

Üldrelatiivsusteooria raames kirjeldatakse gravitatsioonilaineid lainetüüpi Einsteini võrrandite lahenditega, mis kujutavad valguse kiirusel (lineaarses lähenduses) liikuva aegruumi meetrika häiret. Selle häire ilming peaks olema eelkõige kahe vabalt langeva (st mis tahes jõudude poolt mõjutamata) katsemassi vahelise kauguse perioodiline muutumine. Amplituud h gravitatsioonilaine on mõõtmeteta suurus – kauguse suhteline muutus. Astrofüüsikaliste objektide (nt kompaktsed kahendsüsteemid) ja nähtuste (plahvatused, ühinemised, mustade aukude tabamised jne) gravitatsioonilainete prognoositavad maksimaalsed amplituudid mõõdetuna on väga väikesed ( h=10 -18 -10 -23). Nõrk (lineaarne) gravitatsioonilaine kannab üldise relatiivsusteooria järgi üle energiat ja impulssi, liigub valguse kiirusel, on põiksuunaline, kvadrupoolne ja seda kirjeldavad kaks sõltumatut komponenti, mis asuvad üksteise suhtes 45° nurga all ( on kaks polarisatsioonisuunda).

Erinevad teooriad ennustavad gravitatsioonilainete levimiskiirust erinevalt. Üldrelatiivsusteoorias võrdub see valguse kiirusega (lineaarses lähenduses). Teistes gravitatsiooniteooriates võib see võtta mis tahes väärtuse, sealhulgas lõpmatuse. Gravitatsioonilainete esmase registreerimise järgi osutus nende hajumine massivaba gravitoniga ühilduvaks ja kiiruseks hinnati valguse kiirust.

Gravitatsioonilainete teke

Kahest neutrontähest koosnev süsteem tekitab aegruumis lainetust

Gravitatsioonilaine kiirgab iga asümmeetrilise kiirendusega liikuv aine. Märkimisväärse amplituudiga laine tekkimiseks on vaja äärmiselt suurt emitteri massi ja/või tohutuid kiirendusi; gravitatsioonilaine amplituud on otseselt võrdeline kiirenduse esimene tuletis ja generaatori mass, see on ~ . Kui aga objekt liigub kiirendatud kiirusega, tähendab see, et sellele mõjub mingi muu objekti jõud. See teine ​​objekt kogeb omakorda vastupidist mõju (vastavalt Newtoni 3. seadusele) ja selgub, et m 1 a 1 = − m 2 a 2 . Selgub, et kaks objekti kiirgavad gravitatsioonilaineid ainult paarikaupa ja interferentsi tulemusena tühistatakse need peaaegu täielikult. Seetõttu on gravitatsioonikiirgusel üldises relatiivsusteoorias alati vähemalt kvadrupoolse kiirguse mitmepooluseline iseloom. Lisaks on mitterelativistlike emitterite puhul kiirguse intensiivsuse avaldises väike parameeter, kus on emitteri gravitatsiooniraadius, r- selle iseloomulik suurus, T- iseloomulik liikumisperiood, c- valguse kiirus vaakumis.

Tugevaimad gravitatsioonilainete allikad on:

• kokkupõrge (hiiglaslikud massid, väga väikesed kiirendused),
• kompaktsete objektide kahendsüsteemi gravitatsiooniline kokkuvarisemine (kolossaalsed kiirendused üsna suure massiga). Erilise ja huvitavaima juhtumina - neutrontähtede ühinemine. Sellises süsteemis on gravitatsioonilaine heledus lähedane maksimaalsele Plancki heledusele, mis looduses võimalik on.

Gravitatsioonilained, mida kiirgab kahekehaline süsteem

Kaks keha, mis liiguvad ringikujulisel orbiidil ümber ühise massikeskme

Kaks massiga gravitatsiooniga seotud keha m 1 ja m 2, liigub mitterelativistlikult ( v << c) ringikujulistel orbiitidel ümber nende ühise massikeskme kaugusel r kiirgavad üksteisest keskmiselt järgmise energiaga gravitatsioonilaineid:

Selle tulemusena kaotab süsteem energiat, mis viib kehade lähenemiseni, st nendevahelise kauguse vähenemiseni. Kehade lähenemise kiirus:

Näiteks Päikesesüsteemi jaoks tekitab suurimat gravitatsioonikiirgust alamsüsteem ja. Selle kiirguse võimsus on ligikaudu 5 kilovatti. Seega on Päikesesüsteemi poolt gravitatsioonikiirgusele aastas kaotatud energia kehade iseloomuliku kineetilise energiaga võrreldes täiesti tühine.

Binaarsüsteemi gravitatsiooniline kollaps

Iga kaksiktäht, kui selle komponendid pöörlevad ümber ühise massikeskme, kaotavad energia (nagu eeldatakse - gravitatsioonilainete emissiooni tõttu) ja lõpuks ühinevad. Kuid tavaliste, mittekompaktsete topelttähtede puhul võtab see protsess väga kaua aega, palju kauem kui praegu. Kui kompaktne kaksiksüsteem koosneb paarist neutrontähtedest, mustadest aukudest või mõlema kombinatsioonist, võib ühinemine toimuda mitme miljoni aasta jooksul. Esiteks lähenevad objektid üksteisele lähemale ja nende pöördeperiood väheneb. Seejärel toimub viimases etapis kokkupõrge ja asümmeetriline gravitatsiooniline kollaps. See protsess kestab sekundi murdosa ja selle aja jooksul läheb energiat kaotsi gravitatsioonikiirguseks, mis mõnel hinnangul moodustab enam kui 50% süsteemi massist.

Einsteini võrrandite põhilised täpsed lahendused gravitatsioonilainete jaoks

Bondi-Pirani-Robinsoni kehalained

Neid laineid kirjeldatakse vormiga . Kui tuua sisse muutuja ja funktsioon, siis üldrelatiivsusteooria võrranditest saame võrrandi

Takeno meetrika

on kujul , -funktsioonid vastavad samale võrrandile.

Roseni mõõdik

Kus rahuldada

Perezi mõõdik

Kus

Silindrilised Einstein-Roseni lained

Silindrilistes koordinaatides on sellistel lainetel kuju ja need teostatakse

Gravitatsioonilainete registreerimine

Gravitatsioonilainete registreerimine on viimaste nõrkuse tõttu (meetrika väike moonutus) üsna keeruline. Seadmed nende registreerimiseks on gravitatsioonilainete detektorid. Gravitatsioonilaineid on püütud tuvastada alates 1960. aastate lõpust. Tuvastatava amplituudiga gravitatsioonilained sünnivad binaarse kokkuvarisemise ajal. Sarnased sündmused toimuvad ümbruskonnas umbes kord kümnendi jooksul.

Teisest küljest ennustab üldine relatiivsusteooria kaksiktähtede vastastikuse pöörlemise kiirenemist gravitatsioonilainete emissiooni energiakao tõttu ja see efekt on usaldusväärselt registreeritud mitmetes teadaolevates kahekomponentsete kompaktsete objektide süsteemis (eelkõige , kompaktsete kaaslastega pulsarid). Aastal 1993 "uut tüüpi pulsari avastamise eest, mis andis uued võimalused gravitatsiooni uurimisel" esimese topeltpulsari PSR B1913+16 avastajatele Russell Hulse ja Joseph Taylor Jr. pälvis Nobeli füüsikaauhinna. Selles süsteemis täheldatud pöörlemise kiirendus langeb täielikult kokku üldrelatiivsusteooria ennustustega gravitatsioonilainete emissiooni kohta. Sama nähtus registreeriti ka mitmel muul juhul: pulsarite PSR J0737-3039, PSR J0437-4715, SDSS J065133.338+284423.37 (tavaliselt lühendatult J0651) ja binaarse RX J0806 süsteemi puhul. Näiteks kahe pulsari PSR J0737-3039 esimese kaksiktähe kahe komponendi A ja B vaheline kaugus väheneb gravitatsioonilainete energiakao tõttu ligikaudu 2,5 tolli (6,35 cm) võrra päevas ja see toimub kooskõlas üldrelatiivsusteooria. Kõiki neid andmeid tõlgendatakse gravitatsioonilainete olemasolu kaudse kinnitusena.

Hinnanguliselt on gravitatsiooniteleskoopide ja antennide kõige tugevamad ja sagedasemad gravitatsioonilainete allikad katastroofid, mis on seotud binaarsüsteemide kokkuvarisemisega lähedalasuvates galaktikates. Eeldatakse, et lähitulevikus registreeritakse täiustatud gravitatsioonidetektoritel mitu sarnast sündmust aastas, mis moonutab meetrit läheduses 10–21–10–23 võrra. Esimesed optilis-meetrilise parameetrilise resonantssignaali vaatlused, mis võimaldavad tuvastada perioodiliste allikate, näiteks lähibinaaride, gravitatsioonilainete mõju kosmiliste maserite kiirgusele, võidi saada Venemaas. Teaduste Akadeemia, Pushchino.

Teine võimalus Universumit täitvate gravitatsioonilainete tausta tuvastamiseks on kaugete pulsarite ülitäpne ajastus – nende impulsside saabumisaja analüüs, mis iseloomulikult muutub Maa ja pulsari vahelist ruumi läbivate gravitatsioonilainete mõjul. 2013. aasta hinnangud näitavad, et ajastuse täpsust tuleb parandada umbes ühe suurusjärgu võrra, et tuvastada meie universumi mitmest allikast pärinevaid taustlaineid, mis võiks olla täidetud enne kümnendi lõppu.

Kaasaegsete kontseptsioonide kohaselt on meie universum täidetud reliktsete gravitatsioonilainetega, mis ilmusid esimestel hetkedel pärast seda. Nende registreerimine võimaldab saada teavet protsesside kohta Universumi sünni alguses. 17. märtsil 2014 kell 20.00 Moskva aja järgi Harvard-Smithsoniani astrofüüsika keskuses teatas BICEP 2 projekti kallal töötav Ameerika teadlaste rühm nullist erineva tensori häirete tuvastamisest varases universumis kosmilise polarisatsiooni abil. mikrolaine taustkiirgus, mis on ka nende gravitatsioonilainete avastamine. Kuid peaaegu kohe vaidlustati see tulemus, kuna nagu selgus, ei võetud panust nõuetekohaselt arvesse. Üks autoritest, J. M. Kovats ( Kovac J.M.), tunnistas, et "osalejad ja teadusajakirjanikud olid BICEP2 eksperimendi andmete tõlgendamisel ja edastamisel pisut kiirustavad."

Eksperimentaalne olemasolu kinnitus

Esimene registreeritud gravitatsioonilaine signaal. Vasakul on Hanfordi (H1) detektori andmed, paremal - Livingstonis (L1). Aega arvestatakse alates 14. septembrist 2015, 09:50:45 UTC. Signaali visualiseerimiseks filtreeritakse see sagedusfiltriga, mille pääsuriba on 35-350 hertsi, et summutada suuri kõikumisi väljaspool detektorite kõrget tundlikkuse vahemikku; ribapeatusfiltreid kasutati ka paigaldiste endi müra summutamiseks. Ülemine rida: pinged h detektorites. GW150914 saabus esmalt L1 ja 6 9 +0 5 -0 4 ms hiljem H1; Visuaalseks võrdluseks on H1 andmed näidatud L1 graafikul ümberpööratud ja ajaliselt nihutatud kujul (võtmaks arvesse detektorite suhtelist orientatsiooni). Teine rida: pinged h gravitatsioonilaine signaalist, mis lastakse läbi sama 35-350 Hz ribapääsfiltri. Pidev joon on arvulise relatiivsusteooria tulemus süsteemi jaoks, mille parameetrid ühilduvad GW150914 signaali uurimisel leitud parameetritega, mis saadakse kahe sõltumatu koodiga, mille tulemuseks on 99,9. Hallid paksud jooned on detektori andmetest kahe erineva meetodiga rekonstrueeritud lainekuju 90% usaldusväärsuse piirkonnad. Tumehall joon modelleerib mustade aukude ühinemisel oodatavaid signaale, helehall joon ei kasuta astrofüüsikalisi mudeleid, vaid kujutab signaali siinus-Gaussi laineliste lineaarse kombinatsioonina. Ümberehitused kattuvad 94%. Kolmas rida: jääkvead pärast arvulise relatiivsusteooria signaali filtreeritud ennustuse eraldamist detektorite filtreeritud signaalist. Alumine rida: pinge sageduskaardi esitus, mis näitab signaali domineeriva sageduse suurenemist aja jooksul.

11. veebruaril 2016 LIGO ja VIRGO koostöös. Kahe musta augu ühinemissignaal amplituudiga maksimaalselt umbes 10–21 registreeriti 14. septembril 2015 kell 9:51 UTC kahe LIGO detektoriga Hanfordis ja Livingstonis, teineteisest 7 millisekundilise vahega, maksimaalse signaali amplituudi piirkonnas ( 0,2 sekundit) kombineeritud signaali-müra suhe oli 24:1. Signaali tähistati GW150914. Signaali kuju ühtib üldrelatiivsusteooria ennustusega kahe musta augu, mille mass on 36 ja 29 päikesemassi, ühinemise kohta; tekkiva musta augu mass peaks olema 62 päikeseenergiat ja pöörlemisparameeter a= 0,67. Kaugus allikani on umbes 1,3 miljardit, ühinemisel sekundikümnendites eralduv energia võrdub umbes 3 päikesemassiga.

Lugu

Mõiste "gravitatsioonilaine" enda ajalugu, nende lainete teoreetiline ja eksperimentaalne otsimine, samuti nende kasutamine muude meetoditega kättesaamatud nähtuste uurimiseks.

• 1900 – Lorentz väitis, et gravitatsioon "...võib levida kiirusega, mis ei ületa valguse kiirust";
• 1905 – Poincaré esmakordselt võttis kasutusele termini gravitatsioonilaine (onde gravifique). Poincaré eemaldas kvalitatiivsel tasandil Laplace'i väljakujunenud vastuväited ja näitas, et gravitatsioonilainetega seotud parandused üldtunnustatud Newtoni gravitatsioonijärjekorra seadustele tühistavad, seega ei ole gravitatsioonilainete olemasolu oletus vastuolus vaatlustega;
• 1916 – Einstein näitas, et üldrelatiivsusteooria raames kannab mehaaniline süsteem energiat gravitatsioonilainetele ja jämedalt öeldes peab igasugune pöörlemine fikseeritud tähtede suhtes varem või hiljem peatuma, kuigi loomulikult kaovad normaalsetes tingimustes energiakadud. suurusjärgus on tühised ja praktiliselt ei ole mõõdetavad (selles töös arvas ta ka ekslikult, et pidevalt sfäärilist sümmeetriat säilitav mehaaniline süsteem võib kiirata gravitatsioonilaineid);
• 1918 – Einstein tuletas kvadrupoolvalemi, milles gravitatsioonilainete emissioon osutub järjekorra mõjuks, parandades sellega oma eelmise töö vea (koefitsiendisse jäi viga, laineenergia on 2 korda väiksem);
• 1923 – Eddington – seadis kahtluse alla gravitatsioonilainete füüsilise reaalsuse "...levivad...mõtlemiskiirusel". 1934. aastal oma monograafia "Relatiivsusteooria" venekeelse tõlke ettevalmistamisel lisas Eddington mitu peatükki, sealhulgas peatükid kahe võimalusega arvutada energiakadusid pöörleva varda abil, kuid märkis, et üldrelatiivsusteooria ligikaudseks arvutamiseks kasutatavad meetodid tema arvates ei ole need rakendatavad gravitatsiooniga seotud süsteemide puhul, seega jäävad kahtlused;
• 1937 – Einstein uuris koos Roseniga gravitatsioonivälja täpsete võrrandite silindriliste lainete lahendusi. Nende uuringute käigus hakkasid nad kahtlema, et gravitatsioonilained võivad olla üldrelatiivsusteooria võrrandite ligikaudsete lahenduste artefakt (vastavus Einsteini ja Roseni artikli “Kas gravitatsioonilained eksisteerivad?” ülevaate kohta on teada). Hiljem leidis ta oma arutlusveas, artikli lõplik versioon koos põhjapanevate muudatustega avaldati ajakirjas Journal of the Franklin Institute;
• 1957 – Herman Bondi ja Richard Feynman pakkusid välja "helmeskepi" mõtteeksperimendi, milles nad põhjendasid gravitatsioonilainete füüsiliste tagajärgede olemasolu üldrelatiivsusteoorias;
• 1962 – Vladislav Pustovoit ja Mihhail Herzenstein kirjeldasid interferomeetrite kasutamise põhimõtteid pikalaineliste gravitatsioonilainete tuvastamiseks;
• 1964 – Philip Peters ja John Matthew kirjeldasid teoreetiliselt kahendsüsteemide poolt kiiratavaid gravitatsioonilaineid;
• 1969 – Gravitatsioonilainete astronoomia rajaja Joseph Weber teatas gravitatsioonilainete tuvastamisest resonantsdetektori – mehaanilise gravitatsiooniantenni – abil. Need aruanded toovad kaasa sellesuunalise töö kiire kasvu, eriti alustas sel ajal katseid LIGO projekti üks asutajatest Rainier Weiss. Tänaseni (2015) pole kellelgi õnnestunud nendele sündmustele usaldusväärset kinnitust saada;
• 1978 – Joseph Taylor teatas gravitatsioonikiirguse tuvastamisest binaarses pulsarsüsteemis PSR B1913+16. Joseph Taylori ja Russell Hulse'i uurimused väärivad Nobeli preemia füüsikas 1993. aastal. 2015. aasta alguse seisuga oli vähemalt 8 sellise süsteemi puhul mõõdetud kolme Kepleri järgset parameetrit, sealhulgas gravitatsioonilainete emissioonist tingitud perioodi vähenemist;
• 2002 – Sergey Kopeikin ja Edward Fomalont kasutasid ülipika baasjoone raadiolainete interferomeetriat, et mõõta valguse kõrvalekaldumist Jupiteri gravitatsiooniväljas dünaamikas, mis võimaldab üldrelatiivsusteooria teatud tüüpi hüpoteetiliste laiendite puhul hinnata kiirguse kiirust. gravitatsioon - erinevus valguse kiirusest ei tohiks ületada 20% (see tõlgendus ei ole üldiselt aktsepteeritud);
• 2006 – Martha Bourgay rahvusvaheline meeskond (Parkesi observatoorium, Austraalia) teatas oluliselt täpsemast kinnitusest üldrelatiivsusteooriale ja selle vastavusele gravitatsioonilaine kiirguse suurusele kahe pulsari PSR J0737-3039A/B süsteemis;
• 2014 – Harvard-Smithsoniani astrofüüsika keskuse (BICEP) astronoomid teatasid ürgsete gravitatsioonilainete tuvastamisest, mõõtes samal ajal kosmilise mikrolaine taustkiirguse kõikumisi. Hetkel (2016) ei peeta tuvastatud kõikumisi reliktse päritoluga, vaid need on seletatavad tolmu emissiooniga Galaktikas;
• 2016 - rahvusvaheline LIGO meeskond teatas gravitatsioonilaine transiidisündmuse GW150914 tuvastamisest. Esimest korda interakteeruvate massiivsete kehade otsene vaatlemine ülitugevates gravitatsiooniväljades ülikõrge suhtelise kiirusega (< 1,2 × R s , v/c >0,5), mis võimaldas kontrollida üldrelatiivsusteooria õigsust mitme Newtoni-järgse kõrge järgu termini täpsusega. Gravitatsioonilainete mõõdetud dispersioon ei ole vastuolus varem tehtud dispersiooni ja hüpoteetilise gravitoni massi ülemise piiri mõõtmistega (< 1,2 × 10 −22 эВ), если он в некотором гипотетическом расширении ОТО будет существовать.