Резюме. В этой статье представлен подробный обзор гравитационных волн. Мы начинаем с всестороннего обсуждения истории гравитационных волн, начиная даже до теории общей относительности Альберта Эйнштейна, подчеркивая важные достижения и вехи в этой области. Затем мы обсуждаем научное значение обнаружения гравитационных волн, такие как подтверждение общей теории относительности и ключевые свойства черных дыр/нейтронных звезд. Мы расширяем наш анализ на различные методы обнаружения, включая интерферометрические детекторы (LIGO, Virgo, GEO600), массивы временного анализа пульсаров и предложенные космические детекторы (LISA, DECIGO, BBO). Наконец, мы завершаем наш обзор кратким рассмотрением захватывающего события GW190521.
I. Введение
По всей бесконечной Вселенной существует множество тайн и космических явлений, которые захватили воображение человечества. На протяжении веков наше понимание Вселенной претерпело значительные изменения, и одним из самых недавних революционных прорывов стало обнаружение гравитационных волн — явления, предсказанного теорией общей относительности Альберта Эйнштейна более века назад [1]. Гравитационные волны (GW) представляют собой возмущения самого пространства-времени, вызванные возмущением компактных концентраций энергии [2]. Хотя только чрезвычайно массивные объекты, такие как нейтронные звезды и черные дыры, способны производить гравитационные волны на уровне, обнаруживаемом нашими текущими детекторами, теоретически ускорение любой материи может вызвать гравитационные волны. Кроме того, гравитационные волны распространяются со скоростью света, добавляя интригующее измерение к их природе и последствиям [1]. С первым обнаружением гравитационных волн 14 сентября 2015 года с помощью LIGO (Лазерного интерферометрического гравитационно-волнового обсерватория) были достигнуты бесчисленные достижения в области физики и астрономии [1]. Гравитационные волны завершили одну из последних незавершенных задач в теории общей относительности с поразительно высокой точностью (96%) для недавних обнаружений [3]. Наше понимание черных дыр и нейтронных звезд также сильно зависит от данных, собранных из GW. Были достигнуты значительные успехи в понимании свойств этих массивных объектов, включая их скорость формирования, угловой момент и пределы массы благодаря открытию гравитационных волн [1]. Кроме того, гравитационные волны могут предоставить ученым возможность соединить квантовую механику с общей теорией относительности через гипотетическую элементарную частицу, известную как гравитоны [4]. Хотя этот обзор не будет углубляться в увлекательную теорию гравитонов, мы рекомендуем следующие статьи заинтересованным читателям [5][6].
II. Краткая история гравитационных волн
Мы начинаем нашу краткую историю гравитационных волн в 1876 году, примерно за 40 лет до теории общей относительности Эйнштейна. Одной из первых записанных идей, похожих на концепцию GW, была работа Уильяма Кингдона Клиффорда в его статье “О пространственной теории материи”. В своей статье он отмечает [7]: “(1) Что небольшие участки пространства на самом деле имеют природу, аналогичную маленьким холмам на поверхности, которая в среднем плоская; а именно, что обычные законы геометрии не действуют для них. (2) Что свойство быть искривленным или искаженным постоянно передается от одного участка пространства к другому подобно волне. (3) Что это изменение кривизны пространства и есть то, что действительно происходит в том явлении, которое мы называем движением материи, будь то материальная или эфирная”.
Первое явное упоминание гравитационных волн было сделано Пуанкаре в 1905 году. Он предположил, что специально-релятивистская гравитация могла иметь волны, распространяющиеся со скоростью света [8]. Наконец, в 1915 году Эйнштейн предложил свою теорию общей относительности. Видя ее как продолжение своей предыдущей теории специальной относительности, эта новая теория произвела революцию в физическом сообществе. В своей сути теория общей относительности Эйнштейна утверждала, что гравитация не является силой, как это интерпретируется в законе Ньютона, а представляет собой искривление самого пространства-времени [3]. После завершения своей теории Эйнштейн предположил, что существование гравитационных волн может быть возможно — возможно, подобно электромагнитным волнам. Одним из способов формирования электромагнитных волн является вращение электрического диполя (образованного положительным и отрицательным зарядами, разделенными на некотором расстоянии). Это колебание, в свою очередь, образует электромагнитные волны. Для гравитации, однако, нет “противоположности” положительной массе. Без “гравитационного диполя” Эйнштейн в конечном итоге обратился к другим возможностям, которые могли бы произвести гравитационные волны [3].
После многих лет размышлений Эйнштейн в конечном итоге пришел к выводу в своей статье 1936 года, написанной в соавторстве с Натаном Розеном под названием “Существуют ли гравитационные волны”. Статья завершилась удивительным заявлением для многих ученых того времени: плоские гравитационные волны не могут существовать [8]. К счастью, история не заканчивается здесь (иначе мы бы не обсуждали это сейчас). Пока упомянутая статья ожидала публикации, Эйнштейн узнал о некоторых проблемах с результатами, полученными в статье, от своего нового помощника, Леопольда Инфельда. После некоторых изменений он пришел к выводу, почти противоположному его первоначальным выводам. Заголовок был изменен на “О гравитационных волнах” и предоставил миру одно из первых математических решений для гравитационных волн [3][8]. В резюме Эйнштейн заявляет [9]: “Мы тщательно исследуем случай цилиндрических гравитационных волн. Оказывается, что существуют строгие решения, и задача сводится к обычным цилиндрическим волнам в евклидовом пространстве”.
Теперь, когда гравитационные волны были теоретизированы и представлено математическое решение, были необходимы эксперименты для подтверждения этого увлекательного явления. В 1957 году конференция в Чапел-Хилле начала гонку за обнаружением гравитационных волн. На протяжении шестидневной конференции обсуждались различные темы, включая космологию, радиоастрономию, общую теорию относительности и, заметно, неуловимые гравитационные волны [3]. Вскоре после конференции в Чапел-Хилле Джозеф Вебер начал экспериментировать с идеями и проектами гравитационно-волнового детектора. В 1966 году он и его команда построили “антенну”, окруженную поясом детекторов. “Антенна” представляла собой массивный алюминиевый цилиндр и весила примерно 3000 кг (Рисунок 1). Чтобы обеспечить, чтобы вопрос “местных возмущений”, таких как штормы или колебания электроснабжения, не вызывали ложные сигналы для детектора, он построил два детектора на расстоянии 950 км друг от друга и соединил их высокоскоростной телефонной линией. Это обеспечило бы, что собранные данные могли бы относиться к относительно довериям и не были просто результатом внешних факторов [3].
В 1969 году Вебер опубликовал статью, в которой утверждал, что нашел доказательства гравитационных волн. Рисунок 2 показывает таблицу нескольких “совпадений” между детекторами. Он заключил [10]: “Вероятность того, что все эти совпадения были случайными, чрезвычайно мала. Эксперименты показывают, что электромагнитные и сейсмические эффекты можно исключить с высоким уровнем уверенности. Эти данные согласуются с выводом о том, что детекторы возбуждаются гравитационным излучением”.
После многочисленных дискуссий в научном сообществе многие считали, что открытия Вебера были ненадежными. Его частота наблюдений казалась маловероятной и, казалось, была связана с чрезвычайно нерегулярными событиями [3]. К середине 1970-х годов по всему миру были построены новые детекторы GW. В резком контрасте с предыдущими открытиями Вебера эти новые детекторы GW пришли к одинаковому выводу: не было обнаружено сигналов гравитационных волн. Отсутствие сигналов, однако, не смутило исследователей, а, наоборот, еще больше вдохновило их на поиск гравитационных волн [3].
На заре 21-го века несколько передовых гравитационно-волновых детекторов, теперь неотъемлемая часть нашего научного ландшафта, были завершены. Для интерферометрических детекторов заметные имена включают LIGO в США, Virgo в Италии и GEO600 в Германии [3]. Другие типы детекторов, такие как массивы временного анализа пульсаров и космические детекторы, также стали более распространенными в последние годы и предоставляют еще один путь для обнаружения гравитационных волн. В разделе IV мы более подробно рассмотрим каждый отдельный детектор. Но прежде чем это, нам нужно сосредоточиться на научном значении, присущем изучению обнаружения гравитационных волн.
III. Научное значение обнаружения гравитационных волн
Когда мы углубляемся в тонкости исследований гравитационных волн, этот раздел стремится прояснить разнообразный спектр открытий, которые GW принесли в наше научное понимание. От подтверждения предсказаний теории общей относительности Эйнштейна до понимания слияний черных дыр и нейтронных звезд, изучение обнаружения гравитационных волн открывает беспрецедентные возможности для понимания человечеством космоса.
III.1. Подтверждение общей теории относительности
Учитывая ключевую роль Альберта Эйнштейна как “отца” гравитационных волн, вполне уместно, что мы углубимся в тонкости того, как эти волны служат подтверждением принципов, изложенных в общей теории относительности. Важно отметить, что испытания общей теории относительности (такие как эксперименты в Солнечной системе и космологические измерения) в основном проводились в режимах низкой скорости или слабого поля [11]. Гравитационные волны, с другой стороны, позволяют исследователям проверять общую теорию относительности в режиме высокой скорости и сильного поля, ранее не исследованном [12]. В 2020 году сотрудничества LIGO и Virgo изучили 8 гравитационно-волновых событий за последние несколько лет. По четырем различным тестам (тесты остатков, согласованность IMR, параметризованные тесты и модифицированные соотношения дисперсии) они в конечном итоге заключили [13]: “Мы не нашли никаких доказательств новой физики за пределами общей теории относительности, для имитаторов черных дыр или для любых неучтенных систематических ошибок”.
Хотя всестороннее исследование каждого теста выходит за рамки этого документа, мы предоставим краткий обзор двух конкретных тестов: тесты остатков и параметризованные тесты. Чтобы просмотреть полные результаты и усилия, предпринятые для подтверждения общей теории относительности с помощью гравитационных волн, мы рекомендуем следующие ссылки [12][13].
III.1.1. Тест остатков
Тест остатков включает анализ различий между наблюдаемыми данными и предсказаниями модели (в данном случае, общая теория относительности). Если мы предположим, что общая теория относительности верна, вычитание астрофизического сигнала должно раскрыть остатки, сравнимые с инструментальным шумом [12]. Когда мы анализируем эти остатки, однако, наши модели общей теории относительности не совсем идеальны (хотя они очень точны). Кроме того, у нас также нет полной уверенности в сигналах в данных. Оба этих фактора, взятые вместе, требуют от ученых рассчитать так называемый “коэффициент подгонки” (FF), который должен иметь нижнюю границу из-за неопределенностей, связанных с этим [12].
Уравнения (1) и (2) приведены в [12]. Уравнение (1) представляет собой общую форму для расчета коэффициента подгонки с h как модель и s как сигнал. Уравнение (2) — это более конкретная форма уравнения (1) с “90”, относящимся к 90% вероятности того, что отношение сигнал-шум (SNR) оставшегося сигнала (остатка) после удаления лучшего шаблона GR будет меньше или равен определенному значению, обозначенному как SNR90. На рисунке 3 набор значений p показывает отсутствие четкой корреляции между SNR90 и SNRGR. Это означает, что величина SNR90 определяется исключительно инструментальными свойствами, связанными с каждым событием, и не зависит от вычитаемого шаблона (общая теория относительности). Это отсутствие корреляции предоставляет поразительно четкие доказательства в пользу общей теории относительности [13].
III.1.2. Параметризованные тесты
Параметризованные тесты предоставляют еще один путь для проверки общей теории относительности. По сути, эти тесты включают систематическую корректировку параметров, связанных с обнаруженными сигналами. Цель — определить, соответствуют ли обнаруженные гравитационно-волновые события предсказаниям, изложенным в рамках общей теории относительности [13]. В случае обнаружения гравитационных волн ученые используют параметризованные тесты для оценки различных аспектов обнаруженных сигналов, таких как их форма волны, амплитуда и частота. Эти тесты часто включают сравнение наблюдаемых данных с предсказаниями, полученными из общей теории относительности. Систематически изменяя конкретные параметры в теоретических моделях и сравнивая результаты с фактическими наблюдениями, исследователи могут оценить согласованность обнаруженных сигналов с предсказаниями общей теории относительности [13]. Подробное исследование, проведенное Абботтом и др., не только подтверждает действительность общей теории относительности, но и вносит ценные идеи в точность и точность текущих методов обнаружения гравитационных волн [13].
III.2. Взгляды на природу черных дыр и нейтронных звезд
Некоторые из наиболее значительных событий, связанных с гравитационными волнами, были слияниями черных дыр или бинарных систем нейтронных звезд. Следующие краткие разделы охватывают изучение черных дыр и нейтронных звезд с точки зрения гравитационных волн.
III.2.1. Черные дыры
Недавние открытия крупных событий слияния черных дыр в LIGO (таких как GW150914 и GW190521) возродили интерес к изучению первичных черных дыр (PBH). Одним из основных направлений интереса является то, как системы бинарных черных дыр на самом деле образуются [14]. Были изучены две основные идеи о том, как эти пары черных дыр могут формироваться. Первая предполагает случайные встречи между PBH в плотной среде, что работает в более недавней Вселенной. Другая идея предполагает приливное возмущение удаленных PBH, что могло произойти в ранней Вселенной во время эпохи, доминированной излучением [14]. Эти исследования демонстрируют огромную полезность гравитационных волн, поскольку они предоставляют исследователям еще один путь, кроме электромагнитных волн, для изучения характеристик PBH, включая их массу и изобилие. По мере того, как текущие эксперименты получают апгрейды, а будущие детекторы строятся, инструменты будут иметь значительно повышенную чувствительность в различных частотах. Таким образом, сбор более полной информации, включая такие детали, как эксцентричность, красное смещение и пространственные неоднородности, станет легко доступным для раскрытия истинной природы PBH и систем бинарных черных дыр [14]. Рисунок 4 показывает график текущего и будущего диапазона сбора данных GW-детекторов, а также амплитуду и частотный диапазон для первого обнаруженного слияния бинарной черной дыры (GW150914) [15]. Для более глубокого исследования тонкой информации, которую гравитационные волны могут раскрыть о черных дырах, мы настоятельно рекомендуем обратиться к публикации “Черные дыры, гравитационные волны и фундаментальная физика: дорожная карта” [16].
III.2.2. Нейтронные звезды
Как и черные дыры, нейтронные звезды также являются исключительными источниками этих волн. Экзотические процессы, запускаемые в ядре нейтронной звезды под воздействием огромного давления, могут заставить массу вырываться с релятивистскими скоростями. Следовательно, гравитационные волны становятся важным средством измерения этих увлекательных астрофизических объектов и динамических процессов, которые они испытывают [17]. Чтобы генерировать обнаруживаемые гравитационные волны из вращающихся нейтронных звезд, необходимым условием является наличие асимметричных деформаций в нейтронной звезде. Заметно, что альтернативные механизмы, такие как “глюки” пульсаров — случаи, когда нейтронные звезды испытывают внезапный “прыжок” в частоте вращения, — или вспышки магнитаров, когда нейтронная звезда с исключительно высокой магнитной дипольной моментом испытывает магнитный распад, также могут вызывать значительные гравитационные волны [17].
IV. Методы обнаружения
IV.1. Интерферометрические детекторы
В разделе II мы представили первый детектор гравитационных волн, созданный Джозефом Вебером. Этот тип детектора был известен как “бар-детектор”, и к 1990-м годам по всему миру работали 5 основных бар-детекторов. Однако эти бар-детекторы могли обнаруживать гравитационные волны только в определенном частотном диапазоне (700 Гц до 900 Гц), что вдохновило разработку других типов детекторов. К 2010 году интерферометрические детекторы, наконец, были завершены (хотя некоторые находились в процессе получения апгрейдов), и обеспечили бы гораздо более широкий диапазон обнаруживаемых амплитуд и частот GW по сравнению с бар-детекторами [18]. Рисунок 4 предоставляет четкое представление о таких диапазонах.
Для обнаружения гравитационных волн с помощью интерферометров необходимы лазеры и чрезвычайно чувствительные инструменты для обнаружения крошечных изменений. Когда GW проходит через пространство, оно искажает пространство-время, вызывая тонкое растяжение и сжатие вдоль перпендикулярных направлений. При взаимодействии с детектором волна временно изменяет длины перпендикулярных рук, что приводит к соответствующим изменениям в пути, пройденном лазерным лучом. При рекомбинации лучи могут либо усиливать, либо противодействовать друг другу, что приводит к заметному сдвигу в интерференционной картине. Эти изменения точно измеряются с помощью фотодетекторов, что сигнализирует о присутствии гравитационной волны и включает детали о ее характеристиках, таких как амплитуда, частота и время прибытия [19]. Рисунок 5 представляет собой простую схему того, как спроектированы GW-интерферометры.
Уравнение (4) показывает простой метод расчета амплитуды гравитационной волны h. L обозначает длину лазерных рук, а L — полученную разницу в длинах между двумя руками интерферометра из-за проходящей гравитационной волны [20].
IV.1.1. LIGO
LIGO состоит из двух идентичных интерферометров, расположенных в США: один в Ливингстоне, Луизиана, а другой в Хэнфорде, Вашингтон. Каждая обсерватория имеет две перпендикулярные руки длиной 4 км с лазерами, работающими на уровне около 40 Вт. Используются зеркала с усиленным отражением, уникальные системы подвески и техники сейсмической изоляции (пассивные и активные) для обеспечения точного измерения обнаружения гравитационных волн. LIGO, возможно, наиболее известен тем, что стал первой лабораторией, обнаружившей гравитационные волны (GW150914) от астрофизического источника. Последовательно, учреждение продолжило достигать многочисленных монументальных обнаружений, включая GW190521, которое будет более подробно рассмотрено в разделе V [19].
IV.1.2. Virgo
Аналогично LIGO, интерферометр Virgo в Италии демонстрирует сравнимую производительность с некоторыми заметными различиями. Некоторые из этих различий включают более короткие длины рук (3 км против 4 км), повышенную мощность лазера (17 Вт против 10 Вт) и меры сейсмической изоляции. Кроме того, Virgo также превосходит в обнаружении частот ниже 40 Гц благодаря своей сейсмической изоляции, в то время как LIGO обладает большей чувствительностью около 150 Гц. Повышенная чувствительность Virgo на более низких частотах также позволяет ему обнаруживать нейтронные звезды, которые LIGO не может, такие как Vela [18][21].
IV.1.3. GEO600
Интерферометр GEO600 имеет сложенные руки длиной 600 метров и использует лазер мощностью 12 Вт. Несмотря на то, что он был построен в относительно ограниченном бюджете (и, следовательно, не обладает той же чувствительностью, что и LIGO и Virgo), он выполняет многогранную роль в обнаружении гравитационных волн. Прежде всего, он служит бдительным наблюдателем в периоды, когда LIGO и Virgo неактивны, с потенциалом подтверждения исключительно интенсивных кандидатов на события. Кроме того, он также функционирует как полигон для испытания технологий передового LIGO. К 2012 году GEO600 в основном был ориентирован на обнаружение ближних галактических сверхновых [18][23].
IV.2. Массивы временного анализа пульсаров
Массивы временного анализа пульсаров (PTA) предоставляют другой метод обнаружения низкочастотных гравитационных волн, как показано на рисунке 6. Когда гравитационные волны проходят через пространство, они искажают ткань пространства-времени настолько, что сигналы пульсаров прибывают на Землю в слегка разных временах. Поскольку эти пульсары обеспечивают исключительно регулярные “часы” в течение длительного периода времени, любые крошечные отклонения могут намекать на присутствие гравитационной волны [18]. Три основных сотрудничества PTA включают EPTA (Европейский массив временного анализа пульсаров), NANOGrav (Североамериканская наногерцовая обсерватория гравитационных волн) и PPTA (Массив временного анализа пульсаров Паркса). Каждая из телескопов принимает участие в сотрудничестве PTA и проводит регулярные программы временного анализа с интервалами от 1 недели до 1 месяца. Эти три сотрудничества коллективно образуют IPTA (Международный массив временного анализа пульсаров), под которым они обмениваются наборами данных и совместно публикуют результаты [24].
IV.3. Космические детекторы
Космические детекторы представляют собой новаторский рубеж в области гравитационно-волновой астрономии, предлагая уникальную точку зрения за пределами ограничений земной атмосферы. В отличие от наземных аналогов, космические детекторы не ограничены земным шумом и факторами окружающей среды, что позволяет им исследовать космос с беспрецедентной точностью. Следующий раздел будет в основном посвящен Лазерной интерферометрической космической антенне (LISA) с кратким упоминанием других предложенных космических детекторов гравитационных волн, таких как DECIGO и BBO.
IV.3.1. LISA
В обширной области частот гравитационных волн предложенная миссия LISA в первую очередь фокусируется на нижнем частотном диапазоне от примерно 0,1 мГц до 1 Гц (как показано на рисунке 6). Таким образом, LISA сможет лучше обнаруживать источники с более широкой орбитой и большей массой, чем LIGO, расширяя диапазон наблюдаемых явлений гравитационных волн [27]. Планируемая конфигурация LISA включает три космических аппарата, образующих равносторонний треугольник в космосе, с расширенными “руками” (лазерами), простирающимися примерно на миллион миль (Рисунок 7). Поскольку некоторые гравитационные волны имеют длины волн, превышающие размеры Земли, длинные “руки” LISA позволят нам исследовать различные новые астрофизические источники и явления, такие как сверхкомпактные двойные системы и слияния сверхмассивных черных дыр. Эти события гравитационных волн вызывают небольшое изменение положения космических аппаратов, что, в свою очередь, производит конкретный узор от лазеров, который может предоставить важные идеи о происхождении гравитационной волны, таких как местоположение источника и физические характеристики [27].
V. Недавний прорыв: GW190521
В этом последнем подразделе мы углубляемся в замечательный научный прорыв, представленный гравитационно-волновым событием GW190521. Это новаторское открытие, ставшее возможным благодаря передовым гравитационно-волновым обсерваториям, было обнаружено 21 мая 2019 года как LIGO, так и Virgo. Наиболее заметно, GW190521 было вызвано массивным слиянием двух черных дыр: одна с массой 85 солнечных масс, а другая — с массой 66 солнечных масс. Если это правда, это будет самое массивное слияние черных дыр, когда-либо наблюдаемое нашими детекторами [32].
VI. Заключение
В заключение, путешествие по исследованию гравитационных волн было ничем иным, как необыкновенным. Первоначальная концепция гравитационных волн приписывается Уильяму Кингдону Клиффорду в 1876 году, но это был Анри Пуанкаре в 1905 году, кто явно предположил их существование. Концепция набрала обороты с формулировкой общей теории относительности Эйнштейном, но даже сам Эйнштейн первоначально был скептичен относительно их существования. В 1937 году он пересмотрел свою позицию после открытия математических решений для гравитационных волн с помощью своего помощника, Леопольда Инфельда. Поиск экспериментального подтверждения начался всерьез в 1957 году, что привело к пионерским усилиям Джозефа Вебера с гравитационно-волновым детектором в 1966 году. Несмотря на утверждения Вебера о обнаружении гравитационных волн в 1969 году, последующие детекторы по всему миру в середине 1970-х годов не обнаружили никаких доказательств гравитационных волн, что лишь усилило приверженность их открытию. К 21-му веку передовые детекторы, такие как LIGO, Virgo и GEO600, появились, отмечая новую эру в гравитационно-волновой астрономии и завершаясь первым историческим обнаружением, GW150914. Мы затем обсуждаем глубокое научное значение гравитационных волн, подтверждающее теорию общей относительности Эйнштейна в релятивистском и сильнопольном режиме с помощью сложных тестов, таких как тесты остатков и параметризованные тесты. Кроме того, гравитационные волны предоставляют идеи о слияниях черных дыр и нейтронных звезд, проливая свет на формирование первичных черных дыр и динамические процессы внутри нейтронных звезд. Ландшафт методов обнаружения гравитационных волн включает интерферометрические детекторы, массивы временного анализа пульсаров и космические детекторы, каждый из которых предлагает уникальные перспективы и возможности. Интерферометрические детекторы, такие как LIGO, Virgo и GEO600, используют лазеры и чувствительные инструменты для измерения крошечных изменений в пространстве-времени, вызванных проходящими гравитационными волнами. PTA, такие как EPTA, NANOGrav и PPTA, используют точное время сигналов пульсаров для обнаружения низкочастотных гравитационных волн. LISA, космический детектор, также стремится исследовать низкочастотный спектр (хотя и не такой низкий, как PTA), предлагая уникальные наблюдательные преимущества. Миссия LISA, а также предложенные детекторы, такие как DECIGO и BBO, представляют собой возможность изучить различные астрофизические явления, но впереди еще много вызовов и значительных усилий для реализации полного потенциала этих методов обнаружения. Гравитационно-волновое событие GW190521, обнаруженное обсерваториями LIGO и Virgo в 2019 году, ознаменовало значительный прорыв в астрофизике. Слияние включало две черные дыры, одна примерно с массой 85 солнечных масс, а другая — с массой 66 солнечных масс, представляя самое массивное слияние черных дыр, когда-либо зарегистрированное нашими детекторами. Это открытие бросает вызов существующим моделям формирования черных дыр, особенно предсказанному “промежутку масс” между 65 и 135 солнечными массами. Кроме того, еще одно интригующее событие может быть связано с GW190521. Наблюдения за этим событием с помощью Обсерватории транзиентных явлений Zwicky отметили вспышку света, совершенно неожиданный результат, поскольку слияние двух черных дыр обычно невидимо для телескопов, обнаруживающих свет. Это предполагает одну из двух возможностей: слияние черных дыр произошло вблизи аккреционного диска сверхмассивной черной дыры или это просто результат другого астрофизического процесса. Если это первая возможность, Грэм и др. предоставляют объяснение того, как могла произойти вспышка света. После слияния черные дыры “отталкиваются” в случайном направлении. Если это произойдет вблизи аккреционного диска сверхмассивной черной дыры, новообразованная черная дыра пролетает через облако газа и пыли, высвобождая электромагнитную вспышку [35]. Общая энергия, переданная аккреционному диску, может быть описана уравнением (5) из работы Грэма и др. [35].
Ссылки:
[1] M. C. Miller и N. Yunes, The new frontier of gravitational waves, Nature (London) 568, 469 (2019).
[2] K. S. Thorne, Gravitational waves (1995), arXiv:gr-qc/9506086 [gr-qc].
[3] J. L. Cervantes-Cota и др., A brief history of gravitational waves, Universe 2, 10.3390/universe2030022 (2016).
[4] B. S. Sathyaprakash и B. F. Schutz, Physics, astrophysics and cosmology with gravitational waves, Living Rev. Relativ. 12 (2009).
[5] F. Dyson, Is a graviton detectable?, International journal of modern physics. A, Particles and fields, gravitation, cosmology 28, 1330041 (2013).
[6] C. Rovelli, Notes for a brief history of quantum gravity (2001), arXiv:gr-qc/0006061 [gr-qc].
[7] W. K. Clifford, On the space-theory of matter, https://archive.org/details/proceedingscamb06socigoog (1878).
[8] C. Chen и др., A brief history of gravitational wave research, Chinese Journal of Physics 55, 142 (2017).
[9] A. Einstein и N. Rosen, On gravitational waves, Journal of the Franklin Institute 223, 43 (1937).
[10] J. Weber, Evidence for discovery of gravitational radiation, Phys. Rev. Lett. 22, 1320 (1969).
[11] B. P. Abbott и др. (LIGO Scientific и Virgo Collaborations), Tests of general relativity with gw150914, Phys. Rev. Lett. 116, 221101 (2016).
[12] N. V. Krishnendu и F. Ohme, Testing general relativity with gravitational waves: An overview, Universe 7, 10.3390/universe7120497 (2021).
[13] R. Abbott и др. (LIGO Scientific Collaboration и Virgo Collaboration), Tests of general relativity with binary black holes from the second ligo-virgo gravitational-wave transient catalog, Phys. Rev. D 103, 122002 (2021).
[14] M. Sasaki и др., Primordial black holes—perspectives in gravitational wave astronomy, Classical and Quantum Gravity 35, 063001 (2018).
[15] M. Sieniawska и M. Bejger, Continuous gravitational waves from neutron stars: Current status and prospects, Universe 5, 10.3390/universe5110217 (2019).
[16] L. Barack и др., Black holes, gravitational waves and fundamental physics: a roadmap, Classical and Quantum Gravity 36, 143001 (2019).
[17] P. D. Lasky, Gravitational waves from neutron stars: A review, Publications of the Astronomical Society of Australia 32, e034 (2015).
[18] K. Riles, Gravitational waves: Sources, detectors and searches, Progress in Particle and Nuclear Physics 68, 1–54 (2013).
[19] Caltech и MIT, https://www.ligo.caltech.edu/page/what-is-interferometer.
[20] T. Accadia и др., Virgo: a laser interferometer to detect gravitational waves, Journal of Instrumentation 7, P03012 (2012).
[21] B. Caron и др., The virgo interferometer for gravitational wave detection, Nuclear Physics B – Proceedings Supplements 54, 167 (1997).
[22] Virgo, https://www.virgo-gw.eu/Laser/upgrade_1_F.html.
[23] B. Willke и др., The geo 600 gravitational wave detector, Classical and Quantum Gravity 19, 1377 (2002).
[24] A. N. Lommen, Pulsar timing arrays: the promise of gravitational wave detection, Reports on Progress in Physics 78, 124901 (2015).
[25] S. R. Taylor, M. Vallisneri, J. A. Ellis, C. M. F. Mingarelli, T. J. W. Lazio и R. van Haasteren, Are we there yet? time to detection of nanohertz gravitational waves based on pulsar-timing array limits, The Astrophysical Journal Letters 819, L6 (2016).
[26] J. Antoniadis и др., The international pulsar timing array second data release: Search for an isotropic gravitational wave background, Monthly notices of the Royal Astronomical Society 510, 4873 (2022).
[27] NASA, https://lisa.nasa.gov/#why.
[28] K. Danzmann и A. Rüdiger, Lisa technology—concept, status, prospects, Classical and Quantum Gravity 20, S1 (2003).
[29] N. Bartolo и др., Probing anisotropies of the stochastic gravitational wave background with lisa, Journal of cosmology and astroparticle physics 2022, 9 (2022).
[30] A. Nishizawa и др., Cosmology with space-based gravitational-wave detectors: Dark energy and primordial gravitational waves, Physical review. D, Particles, fields, gravitation, and cosmology 85 (2012).
[31] C. Cutler и D. E. Holz, Ultrahigh precision cosmology from gravitational waves, Physical review. D, Particles, fields, gravitation, and cosmology 80 (2009).
[32] https://www.aei.mpg.de/296843/ligo-and-virgo-catch-their-biggest-fish-so-far (2020).
[33] V. De Luca и др., Gw190521 mass gap event and the primordial black hole scenario, Physical review letters 126, 051101 (2021).
[34] R. Abbott и др. (LIGO Scientific Collaboration и Virgo Collaboration), Gw190521: A binary black hole merger with a total mass of , Phys. Rev. Lett. 125, 101102 (2020a).
[35] M. J. Graham и др., Candidate Electromagnetic Counterpart to the Binary Black Hole Merger Gravitational-Wave Event S190521g, PHYSICAL REVIEW LETTERS 10.1103/PhysRevLett.124.251102 (2023).