Детектор ligo: Как LIGO может увидеть гравитационные волны, если в ОТО свет растягивается вместе с пространством?

Содержание

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

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

Image credit: www.ligo.caltech.edu

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

Представим возможные ответы на него:

  1. ГВ не влияют на свет, так что вопрос не имеет смысла.
  2. ГВ растягивают длину волны света, но очень слабо, так что мы не замечаем.
  3. Это не имеет значения, принцип детектирования не чувствителен к длине волны.
  4. Детекторы на самом деле и не работают.

1. А был ли мальчик?

Начнем с того, что детекторы все же работают.

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

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

2. Что вообще такое LIGO?

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

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

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

3. Концепция измерений

Анимация, которая демонстрирует принцип работы детектора

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

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

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

Детектор — не линейка, а часы

4. Подробное объяснение

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

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

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

Рассмотрим, что происходит со светом в этот момент.

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

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

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

И таки можем!

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

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

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

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

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

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

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

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

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

5. Заключение

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

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

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

Image credit: www.ligo.caltech.edu

6. Новости LIGO

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

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

В начале следующего года начнется новый цикл наблюдений О3.

Литература[1] P.Saulson «If light waves are stretched by gravitational waves, how can we use light as a ruler to detect gravitational waves?».
[2] V. Faraoni, A common misconception about LIGO detectors of gravitational waves, Gen. Relativ. Gravit. 39, 677 (2007).
[3] L. S. Finn, Response of interferometric gravitational wave detectors, Phys. Rev. D 79, 022002 (2009).
[4] S. A. Hughes, Gravitational Waves from Merging Compact Binaries, Annu. Rev. Astron. Astrophys. 47, 107 (2009).

Научные коллаборации LIGO и Virgo возобновляют поиск гравитационных волн


С 1 апреля 2019 года два гравитационно-волновых детектора  LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) Национального научного фонда (NSF) США и детектор Virgo Европейской гравитационной обсерватории (EGO), расположенный в Италии, возобновляют поиск гравитационных волн от космических источников. Это будет третий цикл наблюдений, называемый О3. В результате первых двух циклов, проходивших в 2015-2017 гг., были впервые зарегистрированы гравитационные волны от слияния двойных черных дыр, а затем было обнаружено еще девять таких событий. Также один раз были зарегистрированы гравитационные волны, вызванные столкновением и слиянием двойных нейтронных звезд. Это событие наблюдалось как в гравитационных волнах, так и в оптическом диапазоне, что ознаменовало собой новую главу в многоканальной астрономии, когда космические объекты наблюдаются одновременно в разных формах излучения.  Зарегистрированные события позволили ученым получить новые ценные знания о свойствах гравитационных волн и их источников. В проекте LIGO участвуют около 1300 ученых из 100 институтов различных стран, объединившихся в Научную коллаборацию LIGO (LIGO Scientific Collaboration). Россия представлена двумя научными коллективами: группой физического факультета Московского государственного университета имени М.В.Ломоносова и группой Института прикладной физики РАН (Нижний Новгород).


За время, прошедшее после окончания предыдущего цикла наблюдений, ученые, инженеры и техники обеих гравитационно-волновых коллабораций проделали огромную работу по совершенствованию детекторов. В частности, была удвоена мощность лазеров, накачивающих оптическое излучение в гравитационно-волновые интерферометры.  Пять из восьми 40-килограммовых зеркал детекторов LIGO были заменены на более совершенные, которые были заново аккуратно подвешены на нитях из плавленого кварца. Для уменьшения уровня квантового шума, связанного с флуктуациями потока фотонов в плечах интерферометра, была использована уникальная технология сжатия («squeezing”) света. В результате этих и других модернизаций чувствительность гравитационно-волновых детекторов была улучшена примерно на 40% по сравнению с той, которая была достигнута в предыдущем цикле наблюдений. Это означает, что в новом цикле значительно увеличится область космического пространства, в котором излучение от источников гравитационных волн может быть зарегистрировано детекторами LIGO и Virgo.


«Мы видим, что чувствительность гравитационно-волновых детекторов непрерывно улучшается благодаря использованию новых идей и разрабатываемых на их основе новых технологий. Ученые Московского университета, участвующие в коллаборации LIGO, направляют свои усилия на разработку еще более чувствительных детекторов следующего поколения», — отметил профессор физического факультета МГУ Валерий Митрофанов.


«Гравитационно-волновая астрономия, рожденная в 2015 году, обещает регистрацию все новых захватывающих явлений в нашей Вселенной. Перефразируя поэта, хочется воскликнуть « О сколько нам открытий чудных готовит гравитационная волна!». И я очень горд большим вкладом ученых физфака МГУ», — рассказал профессор физического факультета Сергей Вятчанин.


Детекторы LIGO, финансируемые Национальным научным фондом США, построены и эксплуатируются Калифорнийским и Массачусетским технологическими институтами. В коллаборации Virgo работают около 350 ученых, инженеров и техников из 70 институтов европейских стран. ‘


Более подробная информация доступна на веб-сайтах LIGO и Virgo. Исследования российских ученых поддерживаются Российским фондом фундаментальных исследований (РФФИ) и Российским научным фондом (РНФ).

Ученый: детектор LIGO поможет «нащупать» предел масс нейтронных звезд — Наука

НЬЮ-ЙОРК, 6 июля. /Корр. ТАСС Алексей Качалин/. Открытие в августе 2019 года объекта из так называемого «провала» между черными дырами и нейтронными звездами ускорит исследования, связанные с изучением свойств нейтронных звезд и определением их максимально допустимой массы. Об этом корреспонденту ТАСС рассказал профессор Калифорнийского технологического института Дэвид Рейце, исполнительный директор обсерватории LIGO (Laser Interferometric Gravitational Wave Observatory).

«Полученный результат примечателен в любом из случаев, даже если открытый объект представляет собой самую тяжелую нейтронную звезду или наиболее легкую черную дыру. Его обнаружение говорит нам о том, что космические объекты могут существовать и в неизведанном ранее интервале масс. Результат важен и с той точки зрения, что придает импульс нашим исследованиям, призванным определить предельную массу нейтронных звезд», – сказал Рейце.

Это открытие астрономы сделали после повторного анализа данных о гравитационном всплеске GW190814. Ранее ученые считали его первым зафиксированным сигналом от слияния черной дыры и нейтронной звезды. GW190814 зафиксировали детекторы гравитационных волн LIGO и VIRGO в августе 2019 года. Источник всплеска располагался на границе созвездий Кита и Скульптора, на расстоянии в 770 млн световых лет от Земли.

Пробел в астрофизике

До этого ученые уже находили несколько намеков на подобные события, однако после проверки все они оказывались ложными сигналами, источником которых были случайные процессы на Земле. Однако в случае с GW190814 проверка подтвердила, что причиной этого события действительно были два компактных объекта с разными массами. 

Один из них был черной дырой в 23 раза тяжелее Солнца. Что из себя представляет второй объект, ученые пока не знают. Он заметно тяжелее всех известных нейтронных звезд, поэтому ученые помещают его в так называемый «провал» или «пробел» между черными дырами и нейтронными звездами.

«Под астрофизическим пробелом мы понимаем интервал масс компактных массивных объектов определенного типа, с которыми мы еще не сталкивались», – объяснил Рейце. По его словам, ученые уверены в том, что они действительно нашли объект в этом интервале масс, однако сейчас нельзя сказать, что именно он из себя представляет.

Продолжение наблюдений на LIGO и открытие новых объектов из «провала» между черными дырами и нейтронными звездами, а также наблюдения за черными дырами и нейтронными звездами с помощью других обсерваторий, как надеется исследователь, дадут ответ на этот вопрос. Однако сейчас этому мешает эпидемиологическая ситуация.

«Мы были вынуждены прекратить работу обсерваторий LIGO в конце марта, приблизительно за один месяц до завершения очередного цикла наблюдений. Последствия [пандемии] не были катастрофическими для LIGO, однако мы пока не возобновили нормальный режим работы», – подытожил Рейце.

Новый детектор гравитационных волн уместится на столе

Физики предложили проект инновационного детектора гравитационных волн. В отличие от существующих установок километрового размера, он будет иметь длину около метра. К тому же новое устройство будет чувствительно к сигналам, неуловимым для нынешних детекторов. Всё это позволит наблюдать новые источники гравитационных волн во Вселенной.

Проект описан в научной статье, принятой к публикации в издание New Journal of Physics.

Вести.Ru подробно рассказывали о гравитационных волнах и действующих детекторах, которые их улавливают. Напомним в двух словах, как работают такие установки.

Гравитационный всплеск, пришедший из глубин космоса, раскачивает подвешенные зеркала. Луч лазера, путешествующий между этими зеркалами, позволяет зафиксировать эти колебания. Смещения зеркал невероятно малы: меньше радиуса протона. Детекторы гравитационных волн, фиксирующие и анализирующие такие колебания, по праву можно назвать шедеврами инженерного искусства.

Для регистрации смещения зеркал нужно, чтобы длина пути луча была как можно больше длины волны излучения. И хотя видимый свет имеет длину волны в десятые доли микрометра, в действующих установках LIGO и VIRGO луч лазера распространяется по туннелям длиной в несколько километров. Только так установка получает нужную чувствительность.

Теперь исследователи из Великобритании и Нидерландов выдвинули дерзкий проект детектора длиной порядка одного метра.

Авторы отказались от использования лазера. Вместо этого они предложили воспользоваться фундаментальным принципом квантовой механики. Он гласит, что все физические тела имеют свойства волн.

Мы подробно объясняли, в чём тут дело. Напомним в двух словах, что длина волны тела тем меньше, чем больше его масса. Поэтому волновые свойства сравнительно легко наблюдаются у отдельных электронов или атомов, но даже самые точные измерения пока не позволяют заметить волновую природу чашки кофе.

Физики предлагают использовать в новом детекторе волновые свойства наноалмазов массой 10-14 (одна стотриллионная доля) грамма. Несмотря на ничтожную массу, даже такой кристалл будет иметь чрезвычайно малую длину волны: всего 10-11 микрометра. Это примерно в сто миллиардов раз (!) меньше длины волны лазеров LIGO и VIRGO.

Зато это позволяет уменьшить размер самой установки – пусть не в сто миллиардов раз, но в тысячи. Поэтому новый детектор может иметь размер всего около метра.


В концепции нового прибора использованы волновые свойства материи.



Это устройство не заменит, а дополнит действующие установки. Дело в том, что LIGO и VIRGO принимают только гравитационные волны высокой частоты: от десятков до тысяч герц. В то же время новый прибор, по расчётам экспертов, будет чувствителен к волнам диапазона от миллионной доли герца до десяти герц. Чтобы регистрировать волны таких частот обычным методом (как LIGO и VIRGO), потребовались бы детекторы размером в сотни тысяч километров (!).

Такие наблюдения позволят изучить ранее недоступные источники гравитационных волн и раскрыть новые волнующие тайны Вселенной.

Но реализуем ли подобный проект технически? Авторы отмечают, что практически все необходимые технологии уже опробованы. Так, человечество уже умеет получать достаточно глубокий вакуум и наблюдать волновые свойства кристаллов нужного размера.

Трудность будет заключаться в том, чтобы собрать все кусочки технологического паззла воедино и убедиться, что получившаяся система работает.

Между прочим, волновые свойства вещества уже используются в датчиках, измеряющих силу тяжести. Такие приборы невероятно чувствительны по сравнению со своими традиционными аналогами. Правда, пока они не настолько хороши, чтобы наблюдать гравитационные волны.

Исследователи надеются, что прототип нового детектора может быть создан уже в ближайшее десятилетие.

К слову, ранее Вести.Ru рассказывали о том, как квантовые эффекты используются для повышения чувствительности действующих детекторов гравитационных волн. Писали мы и о том, как детектор LIGO использовали для первого в истории измерения колебаний макроскопического объекта под действием квантового шума.

Детекторы LIGO и Virgo приостановили работу из-за коронавируса

LIGO-Virgo Collaboration

Ученые на неопределенный срок приостановили работу детекторов LIGO и Virgo для обеспечения безопасности в условиях эпидемии коронавируса Covid-19, однако в это время научные группы будут обрабатывать уже полученные результаты наблюдений. Третий сеанс наблюдения был закончен 27 марта в 20.00 по московскому времени, сообщает пресс-служба LIGO.

Главная задача обсерваторий LIGO и Virgo — экспериментальное обнаружение гравитационных волн космического происхождения. В 2017 году Райнеру Вайссу, Барри Баришу и Кипу Торну — основателям коллаборации обсерваторий — вручили Нобелевскую премию по физике за первое наблюдение гравитационной волны, источником которой стало слияние двух черных дыр на расстоянии от Земли в 1,3 миллиарда световых лет.

Третий сеанс наблюдения в обсерватории LIGO начался 1 апреля 2019 и оказался самым продуктивным — за это время физики обнаружили 56 гравитационных волн.

Руководство коллабораций LIGO, EGO и Virgo приняло решение о приостановлении сбора данных третьей сессии наблюдений, однако модернизация детекторов пока что продолжается. Неизвестно, как повлияет эпидемия коронавируса Covid-19 на запланированное улучшение комплекса LIGO A+, который удвоит чувствительность существующих детекторов и в семь раз увеличит размеры исследуемого космоса.

Научные группы в освободившееся время будут обрабатывать большие массивы данных, проанализируют и опубликуют результаты, а затем вернутся к модернизации комплекса LIGO A+.

Одно из успешных улучшений третьего сеанса наблюдений — использование сжатого состояния света в детекторах, о чем 3 месяца назад сообщили физики из коллаборации Virgo. Это нововведение позволило увеличить темп регистраций волн на 40 и 50 процентов в обсерватории LIGO и на 20 процентов — Virgo. Это уже не первый случай приостановки научных программ из-за пандемии коронавируса Covid-19: Европейское космическое агентство на две недели приостановило работу ряда космических аппаратов, изучающих Солнечную систему, а также перенесло начало следующего этапа миссии «ЭкзоМарс» на два года.

Артем Моськин

LIGO поймала гравитационные волны от слияния черных дыр разных масс

N. Fischer, H. Pfeiffer, A. Buonanno (Max Planck Institute for Gravitational Physics), Simulating eXtreme Spacetimes project

Физики из международных коллабораций LIGO и VIRGO впервые смогли зарегистрировать всплеск гравитационных волн, возникший при слиянии черных дыр в асимметричной двойной системе. Они имели массы 29,7 и 8,4 масс Солнца. Результаты работы позволили как наложить ограничения на модели формирования подобных систем, так и в очередной раз доказать предсказания Общей теории относительности. Препринт работы опубликован на сайте arXiv.org.

Гравитационные волны представляют собой волны колебаний геометрии пространства-времени, существование которых было предсказано Общей теорией относительности Эйнштейна. С момента объявления о первой регистрации гравитационных волн в 2016 году лазерные интерферометры LIGO и VIRGO провели две наблюдательных кампании O1 и O2, которые привели к первому случаю обнаружения гравитационного всплеска от слияния нейтронных звезд и нейтронной звезды и черной дыры, а также к увеличению количества наблюдавшихся слияний черных дыр. Третий наблюдательный период начался 1 апреля 2019 года, после очередной модернизации детекторов, которая позволила существенно увеличить их чувствительность. 

Гравитационный всплеск, получивший обозначение GW190412, был зарегистрирован 12 апреля 2019 года в 05:30 по Гринвичу обсерваторией Advanced Virgo и обеими обсерваториями Advanced LIGO. Разница во времени регистрации позволила оценить местоположение источника сигнала на небесной сфере в пределах 156 квадратных градусов, вероятность ложного срабатывания составляет менее одного события за 105 лет. Оповещение о регистрации всплеска было разослано различным обсерваториям для поиска возможного источника электромагнитного излучения в этой области неба, связанного со всплеском.

Анализ данных показал, что ученым впервые удалось обнаружить гравитационные волны от асимметричной двойной системы черных дыр, которые имели массы 29,7 и 8,4 масс Солнца. До этого момента регистрировались слияния черных дыр с примерно равными массами. Сигнал шел до Земли от 1,9 до 2,9 миллиарда лет. 

Общий вид сигнала GW190412, зарегистрированного обсерваториями LIGO и Virgo

LIGO Collaboration/Virgo Collaboration

Можно выделить два момента делающих это открытие уникальным. Первый заключается в наложении ограничений на модели образования асимметричных по массе двойных черных дыр. Считается, что более массивная черная дыра в системе уже может являться итогом слияния двух черных дыр звездных масс, а подобные системы могут быть результатом столкновений массивных звезд в молодых звездных скоплениях или дальнейшей эволюцией в системах из трех-четырех компактных объектов в ядрах других галактик, в том числе и активных.

Второй момент заключается в новой проверке предсказаний теории относительности. Гравитационные волны сжимают и растягивают объекты в перпендикулярных направлениях. Величина сжатия h определяется массой источника гравитационных волн, а также расстоянием между детектором и источником, ее можно разложить на мультипольные моменты в сферических полярных координатах, центром которых будет сам источник. Каждый мультипольный момент несет определенную информацию об источнике и сопоставление теории с результатами анализа полученных данных позволяет извлечь эту информацию. Теория относительности предсказывает, что асимметричные системы испускают гравитационные волны, для которых будет иметь место вклад от высших мультиполей, что проявится в появлении в сигнале гармоник, похожих на обертоны музыкальных инструментов. Это и было обнаружено в случае GW190412.


О том, что такое гравитационные волны и как их регистрируют можно узнать из наших материалов «На гребне метрического тензора», «Точилка для квантового карандаша» и «Тоньше протона».

Александр Войтюк

Детектор LIGO открыл гравитационные волны, порожденные нейтронными звездами

Их открытие сделало некоторые другие вопросы, касающиеся гравитационных волн, еще более непонятными и загадочными. Самым главным из них является то, что LIGO долгое время не удавалось обнаружить гравитационные сигналы, вырабатываемые парами нейтронных звезд, который Кип Торн, Михаил Городецкий, еще один российский ученый из LIGO, и другие участники обсерватории ожидали увидеть до того, как детектор «услышит» черные дыры.

Первые слухи о том, что LIGO удалось обнаружить первое подобное событие, появились в середине августа этого года, когда сразу несколько известных физиков, таких как популяризатор науки Брайан Грин и астроном Петер Йоахим, написали в своих социальных сетях о «начале новой эры в истории астрономии».

Авторы этих слухов утверждали, что 17 августа этого года LIGO зафиксировал относительно слабый всплеск гравитационных волн, GW170817, исходивший из галактики NGC 4993, расположенной в созвездии Гидры в 130-110 миллионах световых лет от Земли. Слияние пульсаров сопровождалось не только выделением гравитационных волн, но и мощной рентгеновским вспышкой, благодаря чему ученым удалось точно зафиксировать ее положение на небе.

«Новая эра в астрономии»

В последующие дни и недели десятки наземных и орбитальных телескопов мира были направлены на эту галактику, и отрицать факт открытия уже стало невозможно. По этой причине руководство LIGO не стало ждать и решило сообщить об этом открытии не через полгода, как в прошлые два раза, а сразу после проверки результатов наблюдений. 

Чем отличаются гравитационные волны, вырабатываемые пульсарами и черными дырами? Как объясняют ученые, есть два принципиальных их отличия друг от друга. «Пульсарные» гравитационные волны, как правило, примерно на порядок слабее, но при этом они проявляют себя гораздо дольше, чем всплески, порождаемые черными дырами. В среднем, они должны длиться несколько сотен секунд или десятков минут, а не долю секунды.

Двойные извещатели

LIGO | LIGO Lab

Общее расположение интерферометров LIGO Hanford и LIGO Livingston. (Caltech / MIT / LIGO Lab)

Двойные детекторы

«Обсерватория» LIGO состоит из двух идентичных и широко разнесенных интерферометров, расположенных в малонаселенных, труднодоступных местах: LIGO Hanford на юго-востоке штата Вашингтон в засушливой степно-кустарниковой области, пересеченной сотнями слоев древних лавовые потоки; и LIGO Livingston, в 3002 км от огромного влажного соснового леса к востоку от Батон-Руж, штат Луизиана.

LIGO был разработан с двумя детекторами, так далеко друг от друга по уважительной причине. Детекторы LIGO настолько чувствительны, что могут «чувствовать» мельчайшие колебания на Земле от очень близких источников до источников на расстоянии сотен или тысяч миль. Такие вещи, как землетрясения, акустический шум (например, грузовики, едущие по близлежащим дорогам, фермеры, вспахивающие поля, вещи, которые люди могут слышать и чувствовать) и даже внутренние колебания лазера могут вызывать помехи, которые могут маскировать или имитировать сигнал гравитационной волны в каждом интерферометре.Если бы инструменты были расположены близко друг к другу, они бы регистрировали одни и те же вибрации в одно и то же время — как от земных источников, так и от гравитационных волн, и было бы почти невозможно отличить вибрацию от гравитационной волны от местного шума.

Установки, расположенные далеко друг от друга, однако, не будут ощущать одни и те же локальные вибрации, но они будут ощущать вибрацию гравитационной волны (практически) одновременно. Сравнивая данные с обоих участков, ученые могут игнорировать колебания, которые различаются между участками, и искать идентичные сигналы, которые произошли в одно и то же время на обоих участках, только .Вот почему необходимы два или более детектора. Один действует как шумовой фильтр для другого, оставляя только сигналы от гравитационных волн в качестве выделяющихся. Без совместной работы над подтверждением обнаружения друг друга гравитационные волны никогда не могут быть точно обнаружены с помощью такого интерферометра, как LIGO. Сотрудничество LIGO с VIRGO добавляет к этому третий интерферометр, что значительно повышает уверенность в реальности обнаруженного сигнала.

Размер интерферометров (с плечами 4 км (2.5 миль)), а чувствительность LIGO к вибрации создала серьезные проблемы для разработчиков LIGO при выборе подходящего места для установки инструментов. Во-первых, осталось немного мест, где такая большая часть земли может быть выделена для масштабного научного эксперимента, требующего много пустого пространства вокруг него и при этом иметь доступ к инфраструктуре, необходимой для его запуска. И во-вторых, так же, как астрономические телескопы строятся вдали от городских огней, которые загрязняют ночное небо непрозрачным туманом («световое загрязнение»), обсерватории гравитационных волн необходимо изолировать от вибраций человеческой деятельности.Такие колебания могут заглушить характерные сигналы гравитационных волн в море шума, точно так же, как световое загрязнение заглушает хрупкий свет далеких звезд. В конце концов, пустыня восточного Вашингтона и леса Луизианы были выбраны в качестве мест расположения двух детекторов LIGO.

Установить интерферометр LIGO в одну раму чрезвычайно сложно из-за его размеров. На этой фотографии видно, как вся Y-образная рука LIGO Hanford простирается в пустыню, но меньше половины X-образной дуги умещается на фотографии.Промаркированы промежуточная и конечная станции, но рука настолько длинная, что перспектива кадра искажает расстояние между ними. (Caltech / MIT / LIGO Lab)

Наши дочерние предприятия | LIGO Lab

Вверху: GEO600 недалеко от Ганновера, Германия (Harald Lück / AEI). Внизу слева: разрез КАГРА, показывающий расположение интерферометра под землей (КАГРА). Внизу справа: ДЕВА в итальянской деревне (EGO).

LIGO может быть самой большой обсерваторией гравитационных волн на Земле, но не единственной.Поскольку лучший способ узнать о гравитационных волнах и их источниках — это одновременное наблюдение несколькими детекторами, LIGO и другие обсерватории планируют поделиться своими данными. В настоящее время три другие обсерватории гравитационных волн работают или строятся в других частях мира. Это дочерние предприятия LIGO.

Дева

Аэрофотоснимок интерферометра гравитационных волн Virgo в Италии. (ЭГО / Дева)

Расположенный за пределами Пизы, Италия, Дева — это интерферометр гравитационных волн с рукавами длиной 3 км (длина у LIGO — 4 км).Дева финансируется Европейской гравитационной обсерваторией (EGO), созданной при сотрудничестве правительств Италии и Франции. В 2017 году, после завершения значительного обновления для повышения своей чувствительности, Virgo присоединилась к LIGO в конце второго цикла наблюдений LIGO, отметив, что впервые три сопоставимых детектора гравитационных волн работали в унисон. В течение трех недель после того, как Дева присоединилась к поискам, они сыграли важную роль в оказании помощи в локализации источника первых гравитационных волн, обнаруженных от сливающихся нейтронных звезд.Впоследствии это историческое событие наблюдали по крайней мере одна треть профессиональных астрономов мира. Дева продолжает наблюдать вместе с LIGO в текущих наблюдательных забегах.

GEO600

Гравитационно-волновой интерферометр GEO600 в Германии. (Харальд Люк / AEI)

GEO600 — это интерферометр длиной 0,6 км (600 м), расположенный недалеко от Ганновера, Германия, финансируемый правительствами Германии и Великобритании. Этот работающий детектор гравитационных волн также служит испытательной площадкой для разработки усовершенствованных интерферометров и оптических подвесных систем для использования в будущих детекторах.Соглашение между коллаборацией GEO и LIGO Scientific Collaboration обеспечивает совместный анализ данных и делает всех участников коллаборации GEO членами LIGO Scientific Collaboration (LSC).

КАГРА

Y-образный рычаг KAGRA в стадии строительства. (КАГРА)

Япония в настоящее время строит 3-километровый интерферометр внутри шахты Камиока (где также находится детектор нейтрино Супер Камиоканде). Находясь под землей, детектор будет подвергаться гораздо меньшей сейсмической вибрации, чем наземные инструменты, такие как LIGO, Virgo и GEO600.KAGRA также будет использовать криогенные системы, а это означает, что оптика будет охлаждена до такой степени, что молекулярные колебания внутри самого материала будут практически остановлены (ключ к обнаружению гравитационных волн — изолировать детектор от любых земных колебаний. которые могут имитировать или маскировать вибрацию гравитационной волны; в том числе вибрирующие молекулы в зеркалах и их покрытиях). Ожидается, что полномасштабная эксплуатация обсерватории начнется в 2020 году.

«Взрыв» в детекторах LIGO и Virgo сигнализирует о самом массивном источнике гравитационных волн | MIT News

Несмотря на всю свою огромную пустоту, Вселенная гудит от активности в форме гравитационных волн.Эти отражения, вызванные экстремальными астрофизическими явлениями, колеблются и сотрясают ткань пространства-времени, как звон космического колокола.

Теперь исследователи обнаружили сигнал от, возможно, самого массивного слияния черных дыр, которое когда-либо наблюдалось в гравитационных волнах. Результатом слияния стало первое четкое обнаружение черной дыры «промежуточной массы», масса которой в 100–1000 раз больше массы Солнца.

Они обнаружили сигнал, который они обозначили как GW1

, 21 мая 2019 года с помощью лазерной интерферометрической обсерватории гравитационных волн (LIGO) Национального научного фонда, пары идентичных 4-километровых интерферометров в Соединенных Штатах; и Дева, детектор длиной 3 километра в Италии.

Сигнал, напоминающий четыре коротких покачивания, очень короткий по длительности, менее одной десятой секунды. Судя по тому, что могут сказать исследователи, GW1

был создан источником, находящимся на расстоянии примерно 5 гигапарсеков, когда Вселенная была примерно вдвое моложе, что делало ее одним из самых далеких источников гравитационных волн, обнаруженных до сих пор.

Что касается того, что произвело этот сигнал, на основе мощного набора современных вычислительных и модельных инструментов, ученые считают, что GW1

, скорее всего, был создан в результате слияния бинарных черных дыр с необычными свойствами.

На сегодняшний день почти каждый подтвержденный гравитационно-волновой сигнал был получен в результате слияния двух черных дыр или двух нейтронных звезд. Это новейшее слияние, по-видимому, является самым массовым на сегодняшний день, в нем участвуют две черных дыры с массами, примерно в 85 и 66 раз превышающими массу Солнца.

Команда LIGO-Virgo также измерила вращение каждой черной дыры и обнаружила, что по мере того, как черные дыры вращались все ближе друг к другу, они могли вращаться вокруг своих собственных осей под углами, которые не совпадали с осью их орбиты.Неравномерное вращение черных дыр, вероятно, заставило их орбиты колебаться или «прецессировать», когда два Голиафа двигались по спирали навстречу друг другу.

Новый сигнал, вероятно, представляет момент слияния двух черных дыр. Слияние создало еще более массивную черную дыру с массой около 142 солнечных и высвободило огромное количество энергии, эквивалентное примерно 8 массам Солнца, которое распространилось по Вселенной в виде гравитационных волн.

«Это не очень похоже на чириканье, которое мы обычно обнаруживаем», — говорит член Девы Нельсон Кристенсен, исследователь Французского национального центра научных исследований (CNRS), сравнивая сигнал с первым обнаружением гравитационных волн LIGO. в 2015 году.«Это больше похоже на« взрыв », и это самый мощный сигнал, который когда-либо видели LIGO и Дева».

Международная группа ученых, входящих в состав LIGO Scientific Collaboration (LSC) и Virgo Collaboration, сообщила о своих открытиях в двух опубликованных сегодня статьях. Один, появившийся в Physical Review Letters , подробно описывает открытие, а другой в The Astrophysical Journal Letters, обсуждает физические свойства сигнала и астрофизические последствия.

«LIGO снова удивляет нас не только обнаружением черных дыр в размерах, которые трудно объяснить, но и использованием методов, которые не были разработаны специально для слияния звезд», — говорит Педро Марронетти, программный директор по гравитационной физике в National Научный фонд. «Это имеет огромное значение, поскольку демонстрирует способность инструмента обнаруживать сигналы от совершенно непредвиденных астрофизических событий. LIGO показывает, что он также может наблюдать неожиданное.”

В массовом зазоре

Уникально большие массы двух вдохновляющих черных дыр, а также последней черной дыры вызывают множество вопросов относительно их образования.

Все черные дыры, наблюдаемые на сегодняшний день, подпадают под одну из двух категорий: черные дыры звездных масс, которые измеряются от нескольких масс Солнца до десятков масс Солнца и, как считается, образуются при смерти массивных звезд; или сверхмассивные черные дыры, такие как та, что находится в центре галактики Млечный Путь, которых от сотен тысяч до миллиардов раз больше, чем у нашего Солнца.

Однако последняя черная дыра с массой 142 солнечных, образованная в результате слияния GW1

, находится в промежуточном диапазоне масс между звездной массой и сверхмассивными черными дырами — первая из когда-либо обнаруженных в своем роде.

Две черные дыры-прародители, которые породили последнюю черную дыру, также кажутся уникальными по своим размерам. Они настолько массивны, что ученые подозревают, что одна или обе из них могли образоваться не из коллапсирующей звезды, как большинство черных дыр звездной массы.

Согласно физике звездной эволюции, внешнее давление фотонов и газа в ядре звезды поддерживает ее против силы тяжести, толкающей внутрь, так что звезда остается стабильной, как Солнце.После того, как ядро ​​массивной звезды сплавляет ядра, тяжелые, как железо, оно больше не может производить достаточное давление, чтобы поддерживать внешние слои. Когда это внешнее давление меньше силы тяжести, звезда коллапсирует под собственным весом в результате взрыва, называемого сверхновой с коллапсом ядра, который может оставить после себя черную дыру.

Этот процесс может объяснить, как звезды массой 130 солнечных масс могут образовывать черные дыры массой до 65 солнечных. Но считается, что для более тяжелых звезд имеет место явление, известное как «парная нестабильность».Когда фотоны ядра становятся чрезвычайно энергичными, они могут трансформироваться в пару электронов и антиэлектронов. Эти пары создают меньшее давление, чем фотоны, из-за чего звезда становится нестабильной по отношению к гравитационному коллапсу, и возникающий в результате взрыв достаточно силен, чтобы ничего не оставлять после себя. Даже более массивные звезды с массой более 200 солнечных масс в конечном итоге схлопнулись бы прямо в черную дыру с массой не менее 120 солнечных. Таким образом, коллапсирующая звезда не должна образовывать черную дыру с массой примерно от 65 до 120 солнечных масс — диапазон, известный как «разрыв масс парной нестабильности».”

Но теперь, более тяжелая из двух черных дыр, породивших сигнал GW1

, с массой 85 солнечных, является первой, обнаруженной на данный момент в пределах разрыва масс парной нестабильности.

«Тот факт, что мы видим черную дыру в этом разрыве массы, заставит многих астрофизиков почесать головы и попытаться выяснить, как были созданы эти черные дыры», — говорит Кристенсен, директор лаборатории Артемиды в Обсерватория Ниццы во Франции.

Одна из возможностей, которую исследователи рассматривают во второй статье, — это иерархическое слияние, при котором две исходные черные дыры сами могли образоваться в результате слияния двух меньших черных дыр, прежде чем мигрировать вместе и, в конечном итоге, слиться.

«Это событие вызывает больше вопросов, чем дает ответов», — говорит член LIGO Алан Вайнштейн, профессор физики Калифорнийского технологического института. «С точки зрения открытий и физики это очень захватывающая вещь».

«Что-то неожиданное»

Остается еще много вопросов относительно GW1

.

Пока детекторы LIGO и Virgo отслеживают гравитационные волны, проходящие через Землю, автоматические поисковые системы просматривают поступающие данные в поисках интересных сигналов.Эти поиски могут использовать два разных метода: алгоритмы, которые выделяют определенные волновые структуры в данных, которые могли быть созданы компактными двоичными системами; и более общие «взрывные» поиски, которые, по сути, ищут что-то необычное.

Член

LIGO Сальваторе Витале, доцент кафедры физики Массачусетского технологического института, сравнивает компактный двоичный поиск с «прохождением гребешка через данные, которые будут улавливать объекты с определенным интервалом», в отличие от пакетных поисков, которые являются скорее «всеобъемлющим» подход.

В случае GW1

, это был поиск по импульсам, который уловил сигнал немного более четко, что открывало очень небольшую вероятность того, что гравитационные волны возникли из чего-то иного, чем бинарное слияние.

«Планка для утверждения, что мы открыли что-то новое, очень высока», — говорит Вайнштейн. «Поэтому мы обычно применяем бритву Оккама: чем проще, тем лучше, и в данном случае это бинарная черная дыра».

Но что, если бы эти гравитационные волны произвело что-то совершенно новое? Это заманчивая перспектива, и в своей статье ученые кратко рассматривают другие источники во Вселенной, которые могли дать обнаруженный ими сигнал.Например, возможно, гравитационные волны были испущены коллапсирующей звездой в нашей галактике. Сигнал также может исходить от космической струны, созданной сразу после того, как Вселенная раздуется в самые ранние моменты ее существования — хотя ни одна из этих экзотических возможностей не соответствует данным, а также бинарному слиянию.

«С тех пор, как мы впервые включили LIGO, все, что мы уверенно наблюдали, было столкновением черных дыр или нейтронных звезд», — говорит Вайнштейн. «Это единственное событие, в котором наш анализ допускает возможность того, что это событие не является таким столкновением.Хотя это событие согласуется с исключительно массовым слиянием бинарных черных дыр и альтернативные объяснения не одобряются, оно раздвигает границы нашей уверенности. И это потенциально делает его чрезвычайно захватывающим. Потому что все мы надеялись на что-то новое, неожиданное, что могло бы бросить вызов тому, что мы уже узнали. У этого мероприятия есть потенциал для этого ».

Это исследование финансировалось Национальным научным фондом США.

Повышенная чувствительность детектора гравитационных волн LIGO за счет использования сжатых состояний света

  • LIGO — Калифорнийский технологический институт, Пасадена, 91125, Калифорния, США

    Дж.Ааси, Дж. Абади, Б. П. Эбботт, Р. Эбботт, М. Р. Абернати, RX Адхикари, П. Аджит, С. Б. Андерсон, К. Араи, М. К. Арая, Л. Остин, Дж. К. Барайога, Г. Биллингсли, Э. Блэк, Дж. К. Блэкберн , Р. Борк, А. Ф. Брукс, К. Бакленд, К. Сепеда, Т. Чалермсонгсак, Д. К. Койн, Б. Даудерт, В. Дергачев, С. Доравари, Дж. К. Дриггерс, П. Эренс, Р. Энгель, Т. Эцель, Н. Фотопулос, Э. К. Густафсон, Дж. Хармс, Дж. Хифнер, А. В. Хептонстолл, К. А. Ходж, А. Иванов, М. Якобсон, Э. Джеймс, П. Калмус, У. Келлс, П.Дж. Кинг, В. Кондрашов, В. З. Корт, Д. Козак, А. Лаззарини, В. Литвин, М. Магесваран, К. Майланд, Э. Марос, Д. Мартинов, Дж. Н. Маркс, Г. Макинтайр, С. Мешков, Т. Нэш, Г. Х. Огин, К. Остелдер, М. Педраса, М. Фелпс, К. По, Л. Р. Прайс, С. Привитера, Э. Кинтеро, Д. Г. Рейтце, Н. А. Робертсон, Дж. Г. Роллинз, В. Саннибале, Л. Сантамария , Ф. Зайферт, З. Шао, А. Сингер, Л. Сингер, М. Р. Смит, Н. Д. Смит-Лефевр, Р. Тейлор, Э. Трейн, К. И. Торри, С. Васс, Л. Уоллес, А. Дж. Вайнштейн, С. Е. Уиткомб, П.А. Виллемс, Р. Уильямс, Т. Уильямс, Х. Ямамото, Д. Йитон-Мэсси, Л. Чжан и Дж. Цвейциг

  • SUPA, Университет Глазго, Глазго, G12 8QQ, UK

    B. Barr , Р. Бассири, А. С. Белл, К. Белл, Н. Беверидж, П. Кэмпси, К. Крейг, А. Камминг, Л. Каннингем, Г. С. Дэвис, К. Эванс, К. Гилл, Н. Гордон, А. Грант , Г. Хаммонд, К. Хогиан, М. А. Хендри, И. С. Хенг, С. Хилд, Дж. Хаф, С. Хаттнер, Р. Джонс, Р. Кумар, К. Лори, Дж. Лог, Дж. Макартур, И. В. Мартин, П. .Г. Мюррей, Г. Ньютон, М. Питкин, Н. А. Робертсон, С. Роуэн, И. Сантьяго-Прието, Дж. Скотт, Б. Соразу, К. А. Стрейн, К. И. Торри, А. А. ван Веггель и Г. Воан

  • LIGO — Обсерватория Ливингстона, Ливингстон, 70754, Луизиана, США

    К. Адамс, С. М. Астон, Дж. Бецвизер, Дж. Берч, Д. О. Бриджес, М. Коварт, Т. Эванс, Э. Форси, В. В. Фролов, М. Файфф , JA Giaime, KD Giardina, C. Guido, J. Hanson, K. Holt, T. Huynh-Dinh, W. Katzman, DL Kinzel, A. Le Roux, M. Lormand, M.С. Мейер, Д. Нолтинг, Б. О’Рейли, Х. Овермьер, К. Рэмет, В. Раймонд, Р. Ризен, С. Родди, Дж. Х. Роми, Д. Селлерс, А. Л. Стювер, М. Томас, К. А. Торн , Г. Трейлор, Т. Велборн, Р. Вули и И. Якушин

  • Институт Альберта Эйнштейна, Институт физики гравитации Макса Планка, Ганновер, D-30167, Германия

    К. Аффельдт, Б. Аллен , S. Ast, P. Aufmuth, C. Aulbert, J. Bauchrowitz, G. Bergmann, A. Bertolini, O. Bock, C. Bogan, M. Born, J. Breyer, M. Brinkmann, M. Britzger, K .Даль, М. Дамьянич, К. Данцманн, Т. Денкер, Т. Дент, И. Ди Пальма, К. Л. Дули, Т. Эберле, Х. Ферманн, М. Фреде, Т. Т. Фрике, Д. Фридрих, Э. Гетц, С. Госслер, К. Граф, Х. Гроте, М. Хеерс, М. Хьюитсон, Х. Кауфер, Ф. Кавазо, Д. Кейтель, Д. Г. Кеппель, А. Халаидовский, В. Крингель, Б. Кришнан, Г. Куен, Дж. Р. Леонг, Х. Люк, А. П. Лундгрен, Б. Маченшалк, Г. Маццоло, М. Мехмет, Т. Мейер, Ф. Моклер, К. Моссави, С. М. Моу-Лоури, П. Опперманн, М. Пикенпак, Х. Дж. Плетч, Я. Пёльд, М. Приятель, К.Рёвер, А. Рюдигер, Ф. Салеми, Р. Шиллинг, Р. Шнабель, Д. Шютте, Б. Шульц, М. Шалтев, Д. Симаков, Я. Слуцкий, Й. Штайнлехнер, С. Штайнлехнер, С. П. Тарабрин, Х. Вальбрух, А. Ваннер, М. Вас, М. Вайнерт, П. Вессельс, Т. Вестфаль, К. Ветте, К. Визнер, Б. Вилке, М. Виммер, Л. Винкельманн, В. Винклер и Х. Виттель

  • University of Wisconsin – Milwaukee, Milwaukee, 53201, Wisconsin, USA

    B. Allen, E. Amador Ceron, WG Anderson, PR Brady, S. Caudill, J.Д. Е. Крейтон, М. Фавата, С. Джампанис, Д. Хаммер, М. Хюин, Дж. Клайн, С. Коранда, Р. А. Мерсер, Б. Мо, Р. О’Шонесси, Э. Охснер, К. Панков, М. А. Папа , X. Siemens, GR Skelton, L. Wade, M. Wade & AG Wiseman

  • Stanford University, Stanford, 94305, California, USA

    R. Bassiri, T. Bhadbhade, RL Byer, DE Clark, N. Ким, К. Кухарчик, Р. Курдюмов, Б. Ланц, А.С. Линь, А.С. Маркосян, М. Робертс и Б. Шапиро

  • LIGO — Хэнфордская обсерватория, Ричленд, 99352, Вашингтон, США

    D.Аткинсон, Д. Баркер, М. А. Бартон, Дж. Батч, Дж. М. Берлинер, Б. Бланд, Ф. Клара, Д. Кук, Дж. Гарсия, К. Грей, Дж. Хэнкс, Д. Р. Ингрэм, Д. Джонс, К. Кавабе , М. Ландри, Б. Левин, В. Люилье, М. Любински, Р. Маккарти, Г. Менделл, Д. Морару, Г. Морено, Х. Пэрис, Ф. Дж. Рааб, Х. Радкинс, С. М. Рид, М. Родрук , К. Райан, В. Сандберг, Р. Л. Сэвидж, П. Швинберг, Д. Сигг, Э. Штайнерт, П. Томас, Т. Во, К. Ворвик, К. Уилкинсон и Дж. Уорден

  • Университет Флориды , Гейнсвилл, 32611, Флорида, США

    D.Амариутей, Ю. Бао, Дж. Чиани, Э. Делееу, С. С. Эйкенберри, Д. Фельдбаум, П. Дж. Фульда, Дж. Глисон, М. Т. Хартман, М. К. Хайнце, С. Клименко, З. Лю, Р. М. Мартин, Г. Мицельмахер, CL Мюллер, Г. Мюллер, А. Митидис, Д. Нанда Кумар, В. Некула, Р.С. Оттенс, Д. Б. Таннер, В. Тивари, Б. Ф. Уайтинг и Л. Уильямс

  • Государственный университет Луизианы, Батон-Руж, 70803, Луизиана, USA

    TD Abbott, J. Bowers, TR Corbitt, R. DeRosa, A. Effler, JA Giaime, G. González, W.W. Johnson, K. Kokeyama, G. May & A. Mullavey

  • Бирмингемский университет, Бирмингем, B15 2TT, UK

    BE Aylott, C. Bond, DD Brown, F. Brückner, L. Carbone, A . Freise, K. Grover, D. Lodhia, I. Mandel, CMF Mingarelli, TL Sidery, RJE Smith, A. Vecchio, WD Vousden & M. Wang

  • Leibniz Universität Hannover, Ганновер, D-30167, Германия

    К. Аффельдт, Б. Аллен, С. Аст, П. Ауфмут, К. Оулберт, Дж. Баухровиц, Г.Бергманн, А. Бертолини, О. Бок, К. Боган, М. Борн, Дж. Брейер, М. Бринкманн, М. Бритцгер, К. Даль, М. Дамьянич, К. Данцманн, Т. Денкер, Т. Дент, И. Ди Пальма, К. Л. Дули, Т. Эберле, Х. Ферманн, М. Фреде, Т. Т. Фрике, Д. Фридрих, Э. Гетц, С. Госслер, К. Граф, Х. Гроте, М. Хеерс, М. Хьюитсон , H. Kaufer, F. Kawazoe, D. Keitel, DG Keppel, A. Khalaidovski, V. Kringel, B. Krishnan, G. Kuehn, JR Leong, H. Lück, AP Lundgren, B. Machenschalk, G. Mazzolo, М. Мехмет, Т. Мейер, Ф. Моклер, К. Моссави, К.М. Моу-Лоури, П. Опперманн, М. Пикенпак, Х. Дж. Плетч, Й. Пельд, М. Приятель, К. Рёвер, А. Рюдигер, Ф. Салеми, Р. Шиллинг, Р. Шнабель, Д. Шуэте, Б. Шульц, М. Шалтев, Д. Симаков, Я. Слуцкий, Й. Штайнлехнер, С. Штейнлехнер, С. П. Тарабрин, Х. Вальбрух, А. Ваннер, М. Вас, М. Вайнерт, П. Вессельс, Т. Вестфаль, К. Ветте, К. Визнер, Б. Вилке, М. Виммер, Л. Винкельманн, В. Винклер и Х. Виттель

  • Институт Альберта Эйнштейна, Институт Макса Планка для физики гравитации, Голм, D-14476 , Германия

    S.Babak, B. Behnke, S. Drasco, S. Grunewald, P. Leaci, G. Manca, MA Papa, C. Peralta, EL Robinson & BF Schutz

  • Государственный университет Монтаны, Бозман, 59717, Монтана, США

    PT Baker & N. Cornish

  • Carleton College, Northfield, Minnesota, 55057, USA

    N. Christensen

  • LIGO — Массачусетский технологический институт, Кембридж, 02139, Массачусетс, США

    L. Barsotti, С. Бисканс, Т.П. Бодия, Ф. Донован, С. Дуайер, Р. Эссик, М. Эванс, С. Фоли, П. Фритчель, С. Грас, Т. Исогай, Э. Кацавунидис, Дж. С. Киссель, П. Кви, М. Макиннис , K. Mason, F. Matichard, N. Mavalvala, R. Mittleman, E. Oelker, S. Sankar, DH Shoemaker, R. Vaulin, S. Vitale, SJ Waldman, R. Weiss, CC Wipf, F. Zhang & ME Zucker

  • University of Western Australia, Crawley, 6009, Western Australia, Australia

    D. Blair, X. Chen, Q. Chu, DM Coward, SL Danilishin, JC.Дюма, К. Фанг, С. Хупер, Э. Дж. Хауэлл, Л. Джу, С. Сусмитан, С. Верма, Л. Вэнь, С. Е. Уиткомб, К. Чжао и XJ Чжу

  • Колумбийский университет, Нью-Йорк, 10027, Нью-Йорк, США

    И. Бартос, С. Кантриман, М. Фактурович, С. Марка, З. Марка, Л. Матоне, Д. Мерфи, П. Раффаи и М. Тсе

  • Техасский университет, г. Браунсвилл, Браунсвилл, 78520, Техас, США

    Т.Д. Крейтон, Х. Давелоза, М. Диас, С. Р. Моррисс, С. Мукерджи, М.Э. Нормандин, О. Панкен, В. Кетчке, М. Рахманов, Р. Стоун, AS Stroeer & CV Torres

  • Государственный университет Сан-Хосе, Сан-Хосе, 95192, Калифорния, США

    PT Beyersdorf, M. Cordier & K. McAuley

  • Московский государственный университет, Москва, 119992, Россия

    И.А. Биленко, В.Б. Брагинский, М.Л. Городецкий, Ф.Ю. Халили, В.П. Митрофанов, Л.Г. Прохоров, С.Е. Стригин, С.П. Вятчанин

  • Государственный университет Пенсильвании

    , University Park, 16802, Пенсильвания, США

    L.С. Финн, Б. Дж. Оуэн и Х. Чжу

  • Вашингтонский государственный университет, Пуллман, 99164, Вашингтон, США

    С. Боз, Т. Даянга, С. Гош и С. Степлевски

  • Калтех – КаРТ, Пасадена, 91125, Калифорния, США

    Ю. Чен, С. Госсан, Т. Хонг, Х. Мяо, К. Д. Отт, К. С. Торн, М. Валлиснери и Х. Ян

  • Орегонский университет, Юджин, 97403, Орегон, США

    JE Brau, R. Frey, ED Harstad, R. Quitzow-James, R.MS Schofield & D. Talukder

  • Syracuse University, Syracuse, 13244, New York, USA

    S. Ballmer, DA Brown, P. Couvares, RP Fisher, IW Harry, EA Huerta, DB Kelley, P. Kumar, J. Lough, SRP Mohapatra, A. Nitz, A. Perreca, PR Saulson & M. West

  • Rutherford Appleton Laboratory, HSIC, Chilton, Didcot, Oxon, OX11 0QX, UK

    RJS Greenhalgh & J. O ‘ Dell

  • Мэрилендский университет, Колледж-Парк, 20742, Мэриленд, США

    A.Буонанно, С. Д. Капано, Ю. Пан, П. Шаухан и С. К. Янси

  • Массачусетский университет — Амхерст, Амхерст, 01003, Массачусетс, США

    Л. Кадонати, Дж. А. Кларк, Д. Хоак, А. Л. Ломбарди и Дж. Макивер

  • Университет Миссисипи, Университет, Миссисипи, 38677, США

    К. Арсено, М. Кавалья и А. Дитц

  • Центр космических полетов НАСА / Годдарда, Гринбелт, 20771, Мэриленд, США

    Л. Блэкберн, Дж.Б. Кэмп, Н. Герельс, П. Б. Графф и Дж. Б. Каннер

  • Университет Цинхуа, Пекин, 100084, Китай

    Дж. Цао, З. Ду, Ю. Лю, Ю. Ван и Х. Ван

  • Мичиганский университет, Анн-Арбор, 48109, Мичиган, США

    С. Карид, Р. Густафсон, Г.Д. Мидорс, К. Райлс и Дж. Сандерс

  • Университет Чарльза Стерта, Вагга-Вагга, 2678, Новый Южный Уэльс, Австралия

    P. Charlton

  • Австралийский национальный университет, Канберра, Австралийская столичная территория, 0200, Австралия

    B.К. Бухлер, Дж. Х. Чоу, С. С. И Чуа, Р. Инта, П. К. Лам, Д. Э. Макклелланд, Дж. Миллер, Т. Нгуен, С. М. Скотт, Д. А. Шэддок, Б. Дж. Слагмолен, М. Стефски, А. Сточино, А. Уэйд & RL Ward

  • Мельбурнский университет, Парквилл, Виктория, 3010, Австралия

    CTY Chung, PD Lasky, A. Melatos & L. Sammut

  • Cardiff University, Cardiff, CF24 3AA, UK

    T Адамс, М. Эдвардс, С. Фэрхерст, Э. Макдональд, Д.М. Маклауд, К.Мессенджер, Л.К. Наттолл, Ф. Ом, В. Предой, Б.С. Сатьяпракаш, Б.Ф. Шутц, П.Дж. Саттон и Дж. Вейтч

  • Университет Салерно, I- 84084 Фишиано (Салерно) и INFN (Неаполитанский район), Италия

    F. Postiglione

  • The University of Sheffield, Sheffield, S10 2TN, UK

    EJ Daw, C. Tomlinson & DJ White

  • Межуниверситетский центр астрономии и астрофизики, Пуна, 11007, Индия

    С.Дхурандхар, С. Митра и Т. Сурадип

  • Южный университет и колледж A&M, Батон-Руж, 70813, Луизиана, США

    SC McGuire & R. Vincent-Finley

  • Университет Миннесоты, Миннеаполис, 55455 , США

    С. Кандхасами, А. Кремен, В. Мандич и Т. Престегард

  • Калифорнийский технологический институт, Пасадена, 91125, Калифорния, США

    RWP Drever

  • Северо-Западный университет, Эванстон, 60208, Иллинойс, США

    B.Ф. Фарр, В. Фарр, Д. Фази, Ю. Дж. Янг, В. Калогера, К. Родригес, М. С. Шахриар, Д. Стивенс, М. В. ван дер Слейс, Дж. Яблон и Х. Юм

  • Техасский университет в Остине, Остин, 78712, Техас, США

    RA Matzner & L. Rodriguez

  • MTA – Eotvos University, Lendulet AR G, Budapest, 1117, Hungary

    Z. Frei, G. Gelencser & G. Szeifert

  • Авиационный университет Эмбри – Риддла, Прескотт, 86301, Аризона, США

    A.М. Гретарссон, Б. Хьюги, Э. Джесси, К. Лоу и М. Занолин

  • Национальная астрономическая обсерватория Японии, Токио, 181-8588, Япония

    М-К. Фудзимото, К. Хаяма, К. Идзуми, С. Кавамура, Т. Мори, Э. Нисида и А. Нисидзава

  • Университет Аделаиды, Аделаида, Юг, Австралия, 5005, Австралия

    Дж. Мунк, DJ Ottaway & PJ Veitch

  • Universitat de les Illes Balears, Пальма-де-Майорка, E-07122, Испания

    J.Burguet-Castell, S. Gil-Casanova и AM Sintes

  • Саутгемптонский университет, Саутгемптон, SO17 1BJ, UK

    DI Jones

  • Институт прикладной физики, Нижний Новгород, 603950, EA

    и EA

    А. Сергеев

  • SUPA, Университет Стратклайда, Глазго, G1 1XQ, Великобритания

    Н.А. Локерби и К.В. Токмаков

  • Христианский университет Абилина, Абилин, 79699, Техас, США

    J.Л. Уиллис

  • Колледжи Хобарта и Уильяма Смита, Женева, 14456, Нью-Йорк, США

    Р. Кастури и С. Пенн

  • Университет Саннио в Беневенто, I-82100 Беневенто и INFN (Sezione di Неаполь), Италия

    П. Аддессо, Р. ДеСальво, В. Пьеро и И. М. Пинто

  • Технологический университет Луизианы, Растон, 71272, Луизиана, США

    Т. Рид и Н. Зотов

  • Университет Эндрюса , Берриен-Спрингс, 49104, Мичиган, США

    T.Z. Summerscales

  • Государственный университет МакНиза, Лейк-Чарльз, Луизиана, 70609, США

    Г. Сантостази

  • Калифорнийский государственный университет Фуллертон, Фуллертон, 92831, Калифорния, США

    К. Гриффо, Б. Дж. Купер, Дж Ли, Ф. Маганья-Сандовал, К. Падилья и Дж. Р. Смит

  • Университет Тринити, Сан-Антонио, 78212, Техас, США

    Д. Уголини

  • Рочестерский технологический институт, Рочестер, 14623, Нью-Йорк , США

    А.Д. Кастилья, М. А. Фрей, SRP Mohapatra & JT Whelan

  • Университет Юго-Восточной Луизианы, Хаммонд, 70402, Луизиана, США

    В. Паркинсон и С. Йошида

  • Канадский институт теоретической астрофизики, Университет Торонто, Торонто, M5S 3H8, Онтарио, Канада

    K. Cannon

  • Пусанский национальный университет, Пусан, 609-735, Корея

    HS. Чо, Й-М. Ким и Си-Х. Ли

  • Университет Ханян, Сеул, 133-791, Корея

    K.Kim & HK Lee

  • Корейский институт научно-технической информации, Тэджон, 305-806, Корея

    Х. Джанг, Г. Канг, Б.К. Ким и К. Ким

  • Национальный институт математических наук, Тэджон , 305-390, Корея

    JJ Oh, SH Oh & EJ Son

  • Сеульский национальный университет, Сеул, 151-742, Корея

    HM Lee

  • University of Szeged, 6720 Szeged, Dóm tér, 9 , Венгрия

    L.Á. Gergely

  • Периметр Институт теоретической физики, Онтарио, N2L 2Y5, Канада

    К. Ханна

  • Университет Нью-Гэмпшира, Дарем, Нью-Гэмпшир, 03824, США

    М. Холтроп

    03
  • Кембридж, Кембридж, CB2 1TN, Великобритания

    MW Coughlin & J. Gair

  • Американский университет, Вашингтон, округ Колумбия 20016, США

    GM Harry

  • Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais, 12227-010 — dos São Jos Кампос, SP, Бразилия

    O.Д. Агияр, М. Констанцио Джуниор и Калифорния Коста

  • Вашингтонский университет, Сиэтл, 98195-4290, Вашингтон, США

    К. Венкатесвара

  • Национальный университет Цин Хуа, Синьчу Тайвань, 300, Китай

    С. Чао, В. Хуанг, Дж. Оу и Дж. Ван

  • SUPA, Университет Западной Шотландии, Пейсли, PA1 2BE, Великобритания

    С. Рейд

  • Университет Джорджа Вашингтона, Вашингтон, DC 20052, США

    A.Корси

  • Исследовательский институт Рамана, Бангалор, Карнатака, 560080, Индия

    BR Iyer

  • Национальный университет Кордовы, Кордова, 5000, Аргентина

    C. Kozameh,

  • IIS

  • Бенгалия, 741252, Индия

    Р. Наяк

  • IISER – TVM, CET Campus, Тривандрам Керала, 695016, Индия

    К. Харис и А. Пай

  • RRCAT, Indore MP, 4520132, Индия

    С.Раджа

  • Индийский технологический институт, Гандинагар Ахмедабад Гуджарат, 382424, Индия

    AS Sengupta

  • Институт фундаментальных исследований Тата, Мумбаи, 400005, Индия

    CS Unnikrishnan

    Деятельность Collaboration of Science of Unnikrishnan

    9014 (LSC) включают моделирование астрофизических источников гравитационных волн, установление требований к чувствительности для обсерваторий, проектирование, строительство и эксплуатацию обсерваторий, проведение исследований и разработок новых методов для повышения чувствительности этих обсерваторий и выполнение поиска астрофизических сигналов, содержащихся в данных. .С. Дуайер, С. Чуа, Л. Барсотти и Д. Сигг были ведущими учеными в этом эксперименте, но ряд членов LSC внесли непосредственный вклад в его успех. M. Stefszky, A. Khalaidovski, M. Factourovich и C. Mow-Lowry участвовали в разработке источника сжатого вакуума под руководством Н. Мавалвала, Д. МакКлелланда и Р. Шнабеля. К. Кавабе руководил интеграцией сжатого источника вакуума в интерферометр LIGO при неоценимой поддержке М. Ландри и сотрудников обсерватории LIGO в Хэнфорде.Н. Смит-Лефевр, М. Эванс, Р. Шофилд и К. Форвик сохранили максимальную чувствительность интерферометра LIGO и поддержали интеграцию источника сжатого вакуума при участии Дж. Мидорса и Д. Густафсона. Первоначальная рукопись написана Л. Барсотти, Н. Мавалвала, Д. Сиггом и Д. Макклелландом. Рецензирование рукописи в LSC было организовано С. Уиткомбом. Все авторы одобрили окончательный вариант рукописи.

    Дева присоединяется к LIGO для обнаружения гравитационных волн

    Сигнал, который наблюдался 14 августа 2017 года, исходит от слияния черной дыры 30.В 5 раз больше массы Солнца, а другая черная дыра в 25,3 раза больше массы Солнца. Событие произошло в 540 мегапарсеках от Земли, или примерно в 1,8 миллиарда световых лет от Земли. Поскольку сеть обнаружения гравитационных волн включает три детектора, исследователи смогли сузить местоположение источника сигнала почти в 20 раз по сравнению с предыдущими обнаружениями LIGO.

    Каждый из трех детекторов, два LIGO в Хэнфорде, Вашингтоне и Ливингстоне, Луизиана, и Дева в Пизе, Италия, зарегистрировали характерный «щебечущий» сигнал черных дыр, кружащихся друг с другом, затем ускоряющихся и сливающихся.Сравнивая время прихода волн на каждый детектор, исследователи смогли улучшить определение направления источника. Предыдущие обнаружения LIGO включали два детектора, а это означало, что слияния можно было идентифицировать только как лежащие где-то на больших участках неба.

    «Этот сигнал летел к Земле почти 2 миллиарда лет», — сказал Йо ван ден Бранд, представитель коллаборации Девы. «Сигнал был сначала обнаружен детектором LIGO в Луизиане, затем через 8 миллисекунд детектором LIGO в Хэнфорде, а затем через 6 миллисекунд детектором Virgo.«

    Брэнд сказал, что это знаменует новую эру гравитационно-волновой астрономии «мульти-посланника». «С помощью этой триангуляции мы можем определить местонахождение источника, излучающего эти гравитационные волны, и это важно, потому что мы ожидаем, что многие такие события слияния испускают другие посланники, такие как свет, рентгеновские лучи, радиоволны, нейтрино или другие суб- атомные частицы. Их могут изучать как астрономы, так и астрономы «.

    Помимо лучшей локализации источника гравитационных волн, участие Девы означает, что поляризация волн может быть изучена.Как и другие виды волн, гравитационные волны колеблются в определенных направлениях. Детекторы LIGO ориентированы аналогичным образом, поэтому они не смогли определить направление колебаний. Дева ориентирована способом, дополняющим LIGO, поэтому три детектора могут вместе анализировать поляризацию волн. Обладая этой информацией, должны стать возможными еще более строгие проверки общей теории относительности.

    «Мы очень хотели, чтобы Дева присоединилась к нам в этом деле», — сказал представитель LIGO Дэвид Шумейкер.«Эта информация, получаемая с местоположения, является удивительным дополнением. Мы можем использовать эту информацию из наведения, чтобы передать нашим традиционным коллегам по астрономии — наземным телескопам и спутникам — чтобы мы могли сделать следующий шаг в астрофизике с несколькими мессенджерами». Он добавил: «Будущее сети Virgo-LIGO невероятно светлое».

    Крошечный детектор гравитационных волн может искать где угодно в небе

    Для самого маленького и самого точного измерения, когда-либо сделанного, потребовался один из самых больших научных инструментов, когда-либо созданных.Пять лет назад лазерная интерферометрическая гравитационно-волновая обсерватория (LIGO) обнаружила рябь в пространстве-времени шириной всего в одну десятитысячную ширины протона, что с технической точки зрения равносильно определению расстояния до ближайшей звезды с точностью до трех тысячных. сантиметра. Лилипутская рябь была гравитационной волной, искажением ткани космоса, порожденным столкновением двух черных дыр на расстоянии более миллиарда световых лет от Земли.

    Согласно общей теории относительности Альберта Эйнштейна, ускорение любого массивного объекта создает волны в пространстве-времени, подобно тому как корабль создает волны в воде.Однако сам Эйнштейн считал, что гравитационные волны слишком слабы, чтобы их можно было обнаружить. Он не был чрезмерно пессимистом. Потребовались четырехкилометровые интерферометры LIGO, которые были закончены в 1999 году и начали поиск волн в 2001-13 годах, чтобы наконец обнаружить одну. Это открытие положило начало новой области астрономии и принесло трем физикам обсерватории Нобелевскую премию. С тех пор эксперимент зарегистрировал еще около дюжины гравитационно-волновых событий. Сейчас, когда LIGO набирает обороты, группа физиков наметила способ создания портативного гравитационного детектора длиной всего один метр — в 4000 раз на меньше, чем LIGO.

    Предложение, которое будет вскоре опубликовано в New Journal of Physics, описывает детектор, который будет использовать странное квантово-механическое явление для обнаружения прохождения гравитационной волны. «Первое и самое важное, что нужно знать с экспериментальной стороны, это то, что построить его будет феноменально сложно», — говорит Гэвин Морли, физик из Уорикского университета в Англии и один из соавторов исследования. Однако, если команде удастся, новое устройство предложит гораздо более компактный способ обнаружения гравитационных волн, которые можно будет воспроизвести во многих лабораториях по всему миру.

    Волны отменяются

    Физики называют предложенное ими устройство «Мезоскопическая интерференция метрики и кривизны» (MIMAC). Несмотря на огромные различия в размерах, и MIMAC, и LIGO стремятся к одному и тому же эффекту: ритмическому растяжению и сжатию пространства-времени, вызванному гравитационной волной, движущейся со скоростью света.

    В случае LIGO, два идентичных прибора — один в Ливингстоне, штат Луизиана, а другой в Хэнфорде, штат Вашингтон, — были построены для исключения ложных сигналов от местных гравитационных эффектов.На каждом участке есть две четырехкилометровые вакуумные камеры, которые встречаются под углом 90 градусов, образуя большую букву L на ландшафте. На обоих концах каждой вакуумной камеры расположены 40-килограммовые зеркала из высокочистого диоксида кремния. Лазерный луч постоянно перемещается взад и вперед между зеркалами, что контролируется детектором света в углу L.

    LIGO был спроектирован таким образом, что в нормальных условиях световые волны от каждого плеча нейтрализуются, когда встречаются у детектора: сигнал не достигает его, потому что гребни и впадины света каждого плеча перекрываются.Но если гравитационная волна проходит через руки, она периодически растягивает одно из них и сжимает другое, изменяя их длину на доли диаметра протона. Тогда световые волны больше не подавляют друг друга: они посылают световые импульсы на детектор синхронно с проходящей гравитационной волной, создавая характерный узор мерцания.

    Так как же устройство длиной в метр могло совершить такой же подвиг? Ключевым компонентом MIMAC будет алмазная частица размером не более одной миллионной метра.Исследователи хотят поместить такой алмаз в квантовую суперпозицию — состояние, в котором алмаз будет занимать два разных положения одновременно, — а затем дождаться его взаимодействия с гравитационной волной.

    Бриллиант с дефектами

    Помимо Морли, в команду входят Сугато Бозе, Питер Баркер и Райан Маршман из Университетского колледжа Лондона, а также Анупам Мазумдар и Стивен Хокстра из Университета Гронингена в Нидерландах. Чтобы создать суперпозицию, они будут излучать микроволны на один электрон, связанный с искусственным дефектом в кристаллической решетке атомов углерода алмаза.(Дефект состоит в том, что один атом азота вставлен в однородный массив углерода.) Тогда сработают необычные правила квантовой теории: электрон одновременно поглотит и не поглотит микроволновый фотон, создав квантовую суперпозицию. алмаза. Электрон в алмазном доппельгангере, который поглотил фотон, перейдет в так называемое «спиновое» состояние, что означает, что он будет вести себя как миниатюрный магнит со своим собственным магнитным полем. Электрон в другой версии алмаза останется в состоянии «нулевой спин» — магнитно-нейтральном.Бозе и его коллеги говорят, что, применяя внешнее магнитное поле, можно будет отвести часть суперпозиции со спином 1 от ее нейтрального аналога, разделив их на расстояние до метра. Наконец, физики обращали магнитное поле, сводя два положения алмаза вместе, и ударяли по нему последним микроволновым импульсом.

    Этот последний импульс вызовет еще один странный квантовый эффект. В квантовой сфере частицы на самом деле не являются частицами сами по себе.На самом деле это волны, и их форма и размер соответствуют вероятности нахождения «частицы» в заданном месте. Последний всплеск микроволн будет настроен на изменение формы суперпозиции так, чтобы гребни и впадины состояния с единичным спином перекрывались и нейтрализовались, в то время как гребни состояния с нулевым спином перекрывались и усиливали друг друга. Таким образом, при отсутствии какого-либо внешнего вмешательства измерение электрона всегда будет находить его в состоянии с нулевым спином.

    Но любая гравитационная волна, нахлынувшая на детектор, растянет суперпозицию, изменив ее форму так, что ее компоненты больше не будут совмещены при повторном соединении.Тогда измерения искаженной суперпозиции дадут смешанные результаты, при этом состояние со спином один появляется в данных синхронно с частотой гравитационной волны.

    Этот сценарий, по крайней мере, теоретический. Создание работающей модели может занять десятилетия. Рон Фолман, физик-экспериментатор из Университета Бен-Гуриона в Негеве в Израиле, который не участвовал в предложении, называет эту идею «смелой». По его словам, изолировать систему так, чтобы квантовые частицы не взаимодействовали с окружающей средой, будет чрезвычайно сложно.«Это очень сложный эксперимент, — добавляет он, — но он может быть реализован в течение нашей жизни, если приложить достаточно усилий».

    Одной из самых больших проблем будет создание суперпозиций алмазов, которые могут оставаться стабильными на расстоянии до метра. Более четырех лет назад исследователям из Стэнфордского университета удалось разделить суперпозицию, состоящую из 10 000 атомов, примерно на полметра — текущий рекорд. «Но мы говорим о том, чтобы сделать это с алмазами, которые будут иметь миллиард или 10 миллиардов атомов, и это намного сложнее», — говорит Мазумдар.

    Многие другие технологии, необходимые для устройства — высокий вакуум, сверхнизкие температуры, точно контролируемые магнитные поля — были реализованы различными группами по отдельности. Но свести их вместе будет непросто. «То, что вы можете жонглировать и кататься на велосипеде, не означает, что вы можете делать и то, и другое одновременно, — говорит Морли.

    Если устройство когда-нибудь будет построено, оно сможет преобразовать гравитационно-волновую астрономию. Все современные в мире детекторы гравитационных волн прочно прикреплены к земле.«Единственная ориентация, которую может иметь LIGO, связана с вращением Земли», — говорит Боз. С другой стороны, небольшой детектор, такой как MIMAC, можно было направить в любом направлении в небе. И любая физическая лаборатория в мире могла бы разместить его. «Задача состоит в том, чтобы заставить одного из них работать», — говорит Бозе. «Если один из них сработает, будет очень легко сделать еще несколько».

    «Взрыв» в детекторах LIGO сигнализирует о самом массивном источнике гравитационных волн на сегодняшний день.

    УНИВЕРСИТЕТСКИЙ ПАРК, Пенсильвания. — Гравитационные волны от, возможно, самого массивного слияния черных дыр, когда-либо наблюдаемых, были обнаружены лазерным интерферометром Национального научного фонда. -волновая обсерватория (LIGO).Эти отражения, вызванные экстремальными астрофизическими явлениями, колеблются и сотрясают ткань пространства-времени. Результатом слияния стало первое четкое обнаружение черной дыры «промежуточной массы», масса которой в 100–1000 раз больше массы Солнца.

    Исследовательская группа, в которую входят ученые из Пенсильванского университета, обнаружила сигнал, обозначенный GW1

    , 21 мая 2019 года с помощью LIGO, пары идентичных интерферометров длиной 4 километра в Соединенных Штатах; и Дева, детектор длиной 3 километра в Италии.

    Регистрируемый детекторами сигнал, который напоминает примерно четыре коротких покачивания, чрезвычайно короткий по длительности, менее одной десятой секунды. Из того, что могут сказать исследователи, GW1

    был создан источником, находящимся на расстоянии примерно 5 гигапарсек, примерно в 17 миллиардах световых лет, когда Вселенная была примерно вдвое старше, что делало ее одним из самых далеких источников гравитационных волн, обнаруженных до сих пор .

    Что касается того, что произвело этот сигнал, на основе мощного набора современных вычислительных и модельных инструментов, ученые считают, что GW1

    , скорее всего, был создан в результате слияния бинарных черных дыр с необычными свойствами.

    «Сигнал, который очень массивные двойные черные дыры оставляют в данных, очень короткий, — сказал Райан Маги, аспирант Пенсильванского университета и член группы LIGO. — К сожалению, это может затруднить различение кратковременных шумовых переходных процессов. , или глюки, и кандидаты на гравитационные волны «.

    Каждый подтвержденный сигнал гравитационных волн на сегодняшний день был получен в результате слияния двух черных дыр или двух нейтронных звезд. Это новейшее слияние, по-видимому, является самым массовым на сегодняшний день, в нем участвуют две черных дыры с массами, примерно в 85 и 66 раз превышающими массу Солнца.

    Команда LIGO-Virgo также измерила вращение каждой черной дыры и обнаружила, что по мере того, как черные дыры вращались все ближе друг к другу, они могли вращаться вокруг своих собственных осей под углами, которые не совпадали с осью их орбиты. Неравномерное вращение черных дыр, вероятно, привело к колебанию их орбит или «прецессии», когда два голиафа по спирали приближались друг к другу.

    Новый сигнал, вероятно, представляет момент слияния двух черных дыр. Слияние создало еще более массивную черную дыру с массой около 142 солнечных и высвободило огромное количество энергии, эквивалентное примерно 8 массам Солнца, которое распространилось по Вселенной в виде гравитационных волн.

    «Это не очень похоже на чириканье, которое мы обычно обнаруживаем», — сказал член Девы Нельсон Кристенсен, исследователь Французского национального центра научных исследований (CNRS), сравнивая сигнал с первым обнаружением гравитационных волн LIGO. в 2015 году. «Это больше похоже на то, что звучит как« взрыв », и это самый мощный сигнал, который когда-либо видели LIGO и Дева».

    Международная группа ученых, из которых состоит LIGO Scientific Collaboration (LSC) и Virgo Collaboration, сообщила о своих открытиях в двух статьях, опубликованных сегодня (сент.2). Один из них, опубликованный в Physical Review Letters, подробно описывает открытие, а другой в The Astrophysical Journal Letters обсуждает физические свойства сигнала и астрофизические последствия.

    LIGO и Virgo наблюдали самое крупное слияние черных дыр на сегодняшний день, событие под названием GW1

    , в результате которого образовалась последняя черная дыра массой 142 солнечных. Эта диаграмма сравнивает событие с другими, свидетелями которых были LIGO и Virgo, и показывает, что остаток слияния GW1

    попадает в категорию, известную как черная дыра промежуточной массы, и является первым явным обнаружением черной дыры этого типа.

    ИЗОБРАЖЕНИЕ: LIGO / Caltech / MIT / R. Hurt (IPAC)

    В разрыве масс

    Уникально большие массы двух вдохновляющих черных дыр, а также последней черной дыры вызывают множество вопросов относительно их образования.

    Все черные дыры, наблюдаемые на сегодняшний день, подпадают под одну из двух категорий: черные дыры звездных масс, которые измеряются от нескольких масс Солнца до десятков масс Солнца и, как считается, образуются при смерти массивных звезд; или сверхмассивные черные дыры, такие как та, что находится в центре галактики Млечный Путь, массой от сотен тысяч до миллиардов раз больше массы нашего Солнца.Однако последняя черная дыра с массой 142 солнечных, образованная в результате слияния GW1

    , находится в промежуточном диапазоне масс между звездной массой и сверхмассивными черными дырами — первая из когда-либо обнаруженных в своем роде.

    Две черные дыры-прародители, которые породили последнюю черную дыру, также кажутся уникальными по своим размерам. Они настолько массивны, что ученые подозревают, что одна или обе из них могли образоваться не из коллапсирующей звезды, как большинство черных дыр звездной массы.

    Согласно физике звездной эволюции, коллапсирующая звезда не должна образовывать черную дыру с массой приблизительно от 65 до 120 солнечных масс — диапазон, известный как «разрыв масс парной нестабильности».”

    «1

    особенно интересен, потому что он начинает бросать вызов некоторым традиционным моделям звездной эволюции, — сказал Маги. — Более тяжелая из двух черных дыр составляет 85 солнечных масс, что находится прямо в середине разрыва масс парной нестабильности. Это не так. но ясно, как образовалась эта черная дыра «.

    Одна из возможностей, которую исследователи рассматривают во второй статье, — это иерархическое слияние, при котором две исходные черные дыры сами могли образоваться в результате слияния двух меньших черных дыр, прежде чем мигрировать вместе и, в конечном итоге, слиться.

    Концепция этого художника иллюстрирует иерархическую схему слияния черных дыр. LIGO и Virgo недавно наблюдали слияние черных дыр с конечной массой, в 142 раза превышающей массу Солнца, что сделало их крупнейшими в своем роде, наблюдаемыми в гравитационных волнах на сегодняшний день. Предполагается, что это событие произошло, когда две черные дыры массой около 66 и 85 солнечных масс соединились друг с другом и слились. Теоретические модели показывают, что природа вряд ли создаст черные дыры такого размера; в частности, модели определяют диапазон масс от 65 до 120 масс Солнца, называемый «разрыв масс парной нестабильности», в котором считается, что черные дыры не могут быть образованы коллапсирующей звездой.Так как же произошли две сливающиеся черные дыры, наблюдаемые LIGO и Virgo? Ученые считают, что эти черные дыры могли образоваться в результате более раннего слияния двух меньших черных дыр, как показано на рисунке.

    ИЗОБРАЖЕНИЕ: LIGO / Caltech / MIT / R. Hurt (IPAC)

    «Что-то неожиданное»

    Остается еще много вопросов относительно GW1

    .

    Пока детекторы LIGO и Virgo отслеживают гравитационные волны, проходящие через Землю, автоматические поисковые системы просматривают поступающие данные в поисках интересных сигналов.Эти поиски могут использовать два разных метода: алгоритмы, которые выделяют определенные волновые структуры в данных, которые могли быть созданы компактными двоичными системами; и более общие «взрывные» поиски, которые, по сути, ищут что-то необычное.

    Группа LIGO в Пенсильвании помогла в обнаружении GW1

    с использованием алгоритма поиска, получившего название «GstLAL», который коррелирует необработанные данные с набором шаблонных волновых паттернов. Алгоритм, который команда Пенсильванского университета помогла разработать, «выделяет» гравитационную волну, когда совпадение является значительным и превышает установленный порог.

    В случае GW1

    — поиск пакетов, который уловил сигнал немного более четко, открывая очень малую вероятность того, что гравитационные волны возникли не в результате бинарного слияния. Однако исследование моделирования, включенное в статью, описывающую это открытие, показывает, что даже несмотря на то, что GW1

    является крайним примером сигнала гравитационной волны, существующий алгоритм GstLAL способен обнаруживать сигналы, подобные ему.

    В своей статье ученые кратко рассматривают другие источники во Вселенной, которые могли произвести обнаруженный ими сигнал.Например, возможно, гравитационные волны были испущены коллапсирующей звездой в нашей галактике. Сигнал также может исходить от космической струны, созданной сразу после того, как Вселенная раздуется в самые ранние моменты ее существования — хотя ни одна из этих экзотических возможностей не соответствует данным, а также бинарному слиянию.

    «Черные дыры средней массы подозреваются в качестве« недостающего звена »или промежуточного звена между вашими ванильными черными дырами звездной массы и сверхмассивными черными дырами», — сказала Дебнандини Мукерджи, постдокторский исследователь и член группы LIGO в Пенсильвании. .«Подобные наблюдения могут помочь нам лучше понять методы образования этих черных дыр и решить другие подобные астрофизические головоломки».

    Помимо Маги и Мукерджи, в команду LIGO в Пенсильвании входят Бангалор С. Сатьяпракаш и Чад Ханна. Это исследование финансировалось Национальным научным фондом США.

    Дополнительная информация о гравитационно-волновых обсерваториях:

    LIGO финансируется NSF и управляется Caltech и MIT, которые создали LIGO и возглавили проект.Финансовую поддержку проекта Advanced LIGO оказал NSF, при этом Германия (Общество Макса Планка), Великобритания (Совет по науке и технологиям) и Австралия (Австралийский исследовательский совет — OzGrav) взяли на себя значительные обязательства и внесли свой вклад в проект. Приблизительно 1300 ученых со всего мира участвуют в этой работе через LIGO Scientific Collaboration, включая GEO Collaboration. Доступен список дополнительных партнеров.

    В настоящее время Virgo Collaboration насчитывает около 520 членов из 99 институтов в 11 странах, включая Бельгию, Францию, Германию, Венгрию, Италию, Нидерланды, Польшу и Испанию.Европейская гравитационная обсерватория (EGO) размещает детектор Девы недалеко от Пизы в Италии и финансируется Национальным научно-исследовательским центром (CNRS) во Франции, Национальным институтом ядерной физики (INFN) в Италии и Nikhef в Нидерландах. Доступен список групп сотрудничества Девы. Более подробная информация доступна на сайте Девы.

    .

  • Оставьте комментарий

    Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *