science_gravitational_waves_ripples_astro_obs: Gravitational Waves and Spacetime Ripples in Interstellar: Real-World … | Интерстеллар (Interstellar)

Гравитационная волна — Википедия

Гравитационная волна | Общая теория относительности | |—| Гравитационные волны — это возмущения кривизны пространства-времени, возникающие при относительном движении массивных тел и распространяющиеся со скоростью света. Впервые они были предсказаны Альбертом Эйнштейном[1][2] как следствие его общей теории относительности, представляя собой «рябь в кривизне пространства-времени»[3][4]: 326 [5]: 117. С тех пор было зарегистрировано сотни таких гравитационных волн: сначала косвенно, на основе наблюдений двойных пульсаров[6], а с 2015 года[7] — напрямую, с помощью специализированных обсерваторий. Гравитационные волны переносят энергию в виде гравитационного излучения — формы лучистой энергии, аналогичной электромагнитному излучению[8]. Закон всемирного тяготения Ньютона, являющийся частью классической механики, не предусматривает их существование, а утверждает, что гравитация действует мгновенно повсюду. Таким образом, гравитационные волны представляют собой важное релятивистское явление, отсутствующее в ньютоновской физике. Гравитационно-волновая астрономия имеет преимущество в том, что, в отличие от электромагнитного излучения, гравитационные волны не подвержены влиянию промежуточной материи. Источниками, которые можно изучать таким образом, являются двойные звездные системы, состоящие из белых карликов, нейтронных звезд[9][10] и черных дыр; события, такие как вспышки сверхновых; и формирование ранней Вселенной вскоре после Большого взрыва. Первые косвенные доказательства существования гравитационных волн появились в 1974 году благодаря наблюдаемому замедлению орбиты двойного пульсара Халса — Тейлора, которое соответствовало замедлению, предсказанному общей теорией относительности для энергии, теряемой в виде гравитационного излучения. В 1993 году Рассел Алан Халс и Джозеф Гутон Тейлор-младший получили Нобелевскую премию по физике за это открытие. Первое прямое наблюдение гравитационных волн было сделано в сентябре 2015 года, когда сигнал, созданный слиянием двух черных дыр, был зарегистрирован гравитационно-волновыми детекторами LIGO в Ливингстоне (Луизиана) и Хэнфорде (Вашингтон). В 2017 году Нобелевская премия по физике была присуждена Рейнеру Вайссу, Кипу Торну и Барри Баришу за их роль в прямом обнаружении гравитационных волн.

Введение [редактировать]

В общей теории относительности Альберта Эйнштейна гравитация рассматривается как явление, возникающее в результате искривления пространства-времени[11], которое вызвано присутствием массы[12]. Если массы движутся, кривизна пространства-времени меняется[13], и если движение не сферически симметрично, это может привести к возникновению распространяющихся возмущений кривизны[13] — то есть гравитационных волн[14][15][16][17] — которые распространяются наружу со скоростью света[18]. Проходящая гравитационная волна изменяет относительное расстояние между свободно падающими массами, отражая возмущение в локальной кривизне пространства-времени. Расстояние меняется по схеме, которая отражает форму возмущения. Величина этого эффекта обратно пропорциональна расстоянию (а не квадрату расстояния) от источника[19]: 227. Спирально сближающиеся двойные нейтронные звезды, как предсказывается, являются мощным источником гравитационных волн, поскольку их массы очень быстро ускоряются при вращении на близком расстоянии друг от друга. Однако из-за астрономических расстояний до этих источников эффекты, измеряемые на Земле, предсказываются как очень малые, с деформациями менее чем в 1 часть из 1020. Ученые демонстрируют существование этих волн с помощью высокочувствительных детекторов в нескольких местах наблюдений. По состоянию на 2012 год[обновление] детекторы LIGO и Virgo были наиболее чувствительными, работая с разрешением около одной части из 5×1022[20]. Японский детектор KAGRA был завершен в 2019 году; первое совместное обнаружение с LIGO и VIRGO было сообщено в 2021 году[21]. Еще один европейский наземный детектор, Einstein Telescope, находится в разработке. Разрабатывается также космическая обсерватория Laser Interferometer Space Antenna (LISA) Европейским космическим агентством. Гравитационные волны слабо взаимодействуют с материей, в отличие от электромагнитного излучения[22]: 33–34. Это позволяет наблюдать события, включающие экзотические объекты в далекой Вселенной, которые нельзя наблюдать с помощью более традиционных средств, таких как оптические или радиотелескопы; соответственно, гравитационно-волновая астрономия дает новые представления о работе Вселенной[22]: 36–40. В частности, гравитационные волны могут быть интересны космологам, поскольку они предлагают возможный способ наблюдения очень ранней Вселенной. Это невозможно с помощью традиционной астрономии, поскольку до рекомбинации Вселенная была непрозрачной для электромагнитного излучения[23]. Точные измерения гравитационных волн также позволят ученым более тщательно проверить общую теорию относительности. В принципе, гравитационные волны могут существовать на любой частоте. Волны очень низкой частоты можно обнаружить с помощью массивов синхронизации пульсаров. В этой технике время примерно 100 пульсаров, широко разбросанных по Млечному Пути, отслеживается в течение многих лет. Обнаружимые изменения во времени их сигналов могут быть вызваны проходящими гравитационными волнами, генерируемыми слиянием сверхмассивных черных дыр (СМЧД) с длинами волн, измеряемыми в световых годах. Эти изменения во времени можно использовать для определения источника волн[24]. Используя эту технику, астрономы обнаружили «гул» различных слияний СМЧД, происходящих во Вселенной. Стивен Хокинг и Вернер Израиль перечислили различные частотные диапазоны гравитационных волн, которые потенциально могут быть обнаружены, от 10−7 Гц до 1011 Гц[25].

Скорость гравитации [редактировать]

Скорость гравитационных волн в общей теории относительности равна скорости света в вакууме, c[26]. В рамках теории специальной относительности постоянная c — это не только скорость света; это также наивысшая возможная скорость для любого взаимодействия в природе. Формально c — это коэффициент преобразования для преобразования единицы времени в единицу пространства[27]. Это делает ее единственной скоростью, которая не зависит ни от движения наблюдателя, ни от источника света и/или гравитации. Таким образом, скорость «света» также является скоростью гравитационных волн и, кроме того, скоростью любой безмассовой частицы. К таким частицам относятся глюон (переносчик сильного взаимодействия), фотоны, составляющие свет (следовательно, переносчик электромагнитного взаимодействия), и гипотетические гравитоны (которые являются презумптивными полевыми частицами, связанными с гравитацией; однако понимание гравитона, если они существуют, требует еще недоступной теории квантовой гравитации). В августе 2017 года детекторы LIGO и Virgo зарегистрировали сигнал гравитационной волны GW170817 почти одновременно с сигналами гамма-лучей, полученными со спутников, и оптическими телескопами из его источника в галактике NGC 4993, расположенной примерно в 130 миллионах световых лет от нас[28]. Это измерение ограничило экспериментальную разницу между скоростью гравитационных волн и скоростью света менее чем в 1 часть из 1015[29].

История [редактировать]

Возможность существования гравитационных волн и их распространения со скоростью света была обсуждена в 1893 году Оливером Хевисайдом, используя аналогию между законом всемирного тяготения, обратным квадрату, и электростатической силой[33]. В 1905 году Анри Пуанкаре предложил гравитационные волны, исходящие от тела и распространяющиеся со скоростью света, как необходимые в рамках преобразований Лоренца[34] и предположил, что, по аналогии с ускоряющимся электрическим зарядом, производящим электромагнитные волны, ускоряющиеся массы в релятивистской теории гравитации должны производить гравитационные волны[35][36]. В 1915 году Эйнштейн опубликовал свою общую теорию относительности — полную релятивистскую теорию гравитации. Он предположил, как и Пуанкаре, что уравнение должно производить гравитационные волны, но, как он упоминает в письме к Шварцшильду в феврале 1916 года[36], эти волны не могут быть похожи на электромагнитные волны. Электромагнитные волны могут быть произведены дипольным движением, требующим как положительного, так и отрицательного заряда. Гравитация не имеет эквивалента отрицательному заряду. Эйнштейн продолжал разбираться со сложностью уравнений общей теории относительности, чтобы найти альтернативную модель волны. Результат был опубликован в июне 1916 года[2], и он пришел к выводу, что гравитационная волна должна распространяться со скоростью света и что должны существовать три типа гравитационных волн, названных продольно-продольными, поперечно-продольными и поперечно-поперечными Германом Вейлем[36]. Однако природа приближений Эйнштейна привела к сомнениям в результате у многих (включая самого Эйнштейна). В 1922 году Артур Эддингтон показал, что два типа волн Эйнштейна являются артефактами используемой им системы координат и могут быть сделаны распространяющимися с любой скоростью, выбирая подходящие координаты, что заставило Эддингтона пошутить, что они «распространяются со скоростью мысли»[37]: 72. Это также поставило под сомнение физичность третьего типа (поперечно-поперечного), который, по словам Эддингтона, всегда распространяется со скоростью света независимо от системы координат. В 1936 году Эйнштейн и Натан Розен представили статью в Physical Review, в которой утверждали, что гравитационные волны не могут существовать в полной общей теории относительности, поскольку любое такое решение полевых уравнений имело бы сингулярность. Журнал отправил рукопись на рецензирование Говарду П. Робертсону, который анонимно сообщил, что сингулярности, о которых идет речь, являются просто безвредными координатными сингулярностями используемых цилиндрических координат. Эйнштейн, который не был знаком с концепцией рецензирования, сердито отозвал рукопись, больше никогда не публикуясь в Physical Review. Тем не менее, его помощник Леопольд Инфельд, который поддерживал связь с Робертсоном, убедил Эйнштейна в правильности критики, и статья была переписана с противоположным выводом и опубликована в другом месте[36][37]: 79ff. В 1956 году Феликс Пирани устранил путаницу, вызванную использованием различных систем координат, перефразировав гравитационные волны в терминах явно наблюдаемого тензора кривизны Римана[38]. В то время работа Пирани была омрачена сосредоточенностью сообщества на другом вопросе: может ли гравитационная волна передавать энергию. Этот вопрос был решен мысленным экспериментом, предложенным Ричардом Фейнманом во время первой конференции «GR» в Чапел-Хилл в 1957 году. Вкратце, его аргумент, известный как «аргумент липкой бусины», заключается в том, что если взять стержень с бусинами, то эффект проходящей гравитационной волны будет заключаться в перемещении бусин вдоль стержня; трение затем создаст тепло, что подразумевает, что проходящая волна совершила работу. Вскоре после этого Герман Бонди опубликовал подробную версию «аргумента липкой бусины»[36]. Это позже привело к серии статей (1959–1989) Бонди и Пирани, которые установили существование решений плоских волн для гравитационных волн[39]. Пол Дирак также постулировал существование гравитационных волн, заявив, что они имеют «физическое значение» в своей лекции 1959 года на Линдовских встречах[40]. Кроме того, именно Дирак предсказал гравитационные волны с хорошо определенной плотностью энергии в 1964 году[41]. После конференции в Чапел-Хилл Джозеф Вебер начал проектировать и строить первые детекторы гравитационных волн, известные как «веберовские стержни». В 1969 году Вебер заявил, что обнаружил первые гравитационные волны, и к 1970 году он регулярно «обнаруживал» сигналы из центра Галактики; однако частота обнаружения вскоре вызвала сомнения в достоверности его наблюдений, поскольку подразумеваемая скорость потери энергии для Млечного Пути привела бы к истощению галактики энергии за период времени, намного меньший, чем ее предполагаемый возраст. Эти сомнения усилились, когда к середине 1970-х годов повторные эксперименты из других групп, строивших свои собственные веберовские стержни по всему миру, не смогли найти никаких сигналов, и к концу 1970-х годов был достигнут консенсус о том, что результаты Вебера были ложными[36]. В тот же период были получены первые косвенные доказательства существования гравитационных волн. В 1974 году Рассел Алан Халс и Джозеф Гутон Тейлор-младший обнаружили первый двойной пульсар, за что они получили Нобелевскую премию по физике в 1993 году[42]. Наблюдения за синхронизацией пульсаров в течение следующего десятилетия показали постепенное уменьшение орбитального периода пульсара Халса — Тейлора, что соответствовало потере энергии и углового момента в виде гравитационного излучения, предсказанного общей теорией относительности[43][44][36]. Это косвенное обнаружение гравитационных волн стимулировало дальнейшие поиски, несмотря на дискредитированный результат Вебера. Некоторые группы продолжали совершенствовать первоначальную концепцию Вебера, в то время как другие стремились к обнаружению гравитационных волн с помощью лазерных интерферометров. Идея использования лазерного интерферометра для этого, по-видимому, была независимо предложена различными людьми, включая М.Е. Герстенштейна и В.И. Пустовойта в 1962 году[45] и Владимира Б. Брагинского в 1966 году. Первые прототипы были разработаны в 1970-х годах Робертом Л. Форвардом и Райнером Вайсом[46][47]. В последующие десятилетия были построены все более чувствительные приборы, кульминацией которых стали GEO600, LIGO и Virgo[36]. После многих лет получения нулевых результатов улучшенные детекторы стали работать в 2015 году. 11 февраля 2016 года коллаборация LIGO-Virgo объявила о первом наблюдении гравитационных волн[48][49][50][51] от сигнала (обозначенного GW150914), зарегистрированного 14 сентября 2015 года в 09:50:45 GMT от слияния двух черных дыр с массами 29 и 36 солнечных масс на расстоянии около 1,3 миллиарда световых лет. В течение последней доли секунды слияния было выделено более чем в 50 раз больше энергии, чем у всех звезд в наблюдаемой Вселенной вместе взятых[52]. Сигнал увеличивал частоту от 35 до 250 Гц за 10 циклов (5 оборотов) в течение периода 0,2 секунды[49]. Масса новой объединенной черной дыры составила 62 солнечные массы. Эквивалент трех солнечных масс энергии был излучен в виде гравитационных волн[53]. Сигнал был зарегистрирован обоими детекторами LIGO в Ливингстоне и Хэнфорде с разницей во времени 7 миллисекунд из-за угла между двумя детекторами и источником. Сигнал исходил из южного полушария неба, примерно в направлении (но намного дальше) Магеллановых облаков[51]. Уровень достоверности того, что это наблюдение гравитационных волн, составлял 99,99994%[53]. За год до этого коллаборация BICEP2 заявила, что обнаружила отпечаток гравитационных волн в космическом микроволновом фоне. Однако позже им пришлось отозвать этот результат[30][31][54][55]. В 2017 году Нобелевская премия по физике была присуждена Рейнеру Вайссу, Кипу Торну и Барри Баришу за их роль в прямом обнаружении гравитационных волн[56][57][58]. В 2023 году были опубликованы результаты массивов синхронизации пульсаров, указывающие на свидетельства гравитационного волнового фона[59]. Сложный анализ радиоданных за 15 лет 67 пульсаров показал корреляции, соответствующие кривой Хеллингса — Даунса, что согласуется со стохастическим гравитационным волновым фоном[60][61]. Подобные результаты опубликованы Европейским массивом синхронизации пульсаров, который заявил о значимости[62][63]. Частотная зависимость этого фонового излучения отличается от моделей ожидаемого источника, слияний сверхмассивных черных дыр и других источников, которые пока не могут быть исключены[64].

Эффекты прохождения [редактировать]

Гравитационные волны постоянно проходят через Землю, но даже самые сильные имеют крошечный эффект, поскольку их источники обычно находятся на большом расстоянии. Например, волны, испускаемые катастрофическим окончательным слиянием GW150914, достигли Земли после прохождения более миллиарда световых лет, в виде ряби в пространстве-времени, которая изменила длину 4-километрового плеча LIGO на тысячную ширины протона, пропорционально изменению расстояния до ближайшей звезды за пределами Солнечной системы на ширину волоса[65]. Этот крошечный эффект даже от экстремальных гравитационных волн делает их наблюдаемыми на Земле только с помощью самых сложных детекторов. Эффекты проходящей гравитационной волны, в сильно преувеличенной форме, можно визуализировать, представив себе идеально плоскую область пространства-времени с группой неподвижных тестовых частиц, лежащих в плоскости, например, на поверхности компьютерного экрана. Когда гравитационная волна проходит через частицы вдоль линии, перпендикулярной плоскости частиц, то есть следуя по направлению взгляда наблюдателя в экран, частицы будут следовать за искажением в пространстве-времени, колеблясь крестообразно, как показано на анимациях. Площадь, заключенная тестовыми частицами, не меняется и нет движения вдоль направления распространения[необходима цитата]. Колебания, изображенные на анимации, преувеличены для целей обсуждения — в действительности гравитационная волна имеет очень малую амплитуду (как сформулировано в линеаризованной гравитации). Однако они помогают проиллюстрировать тип колебаний, связанных с гравитационными волнами, создаваемыми парой масс, вращающихся по кругу. В этом случае амплитуда гравитационной волны постоянна, но плоскость ее поляризации меняется или вращается с удвоенной орбитальной скоростью, поэтому периодическое изменение размера гравитационной волны или «периодическое деформационное напряжение» проявляется как показано на анимации[66]. Если орбита масс эллиптическая, то амплитуда гравитационной волны также меняется со временем в соответствии с квадратупольной формулой Эйнштейна[2]. Как и в случае других волн, существует ряд характеристик, используемых для описания гравитационной волны:

Амплитуда: обычно обозначается h, это размер волны — доля растяжения или сжатия в анимации. Амплитуда, показанная здесь, составляет примерно h = 0,5 (или 50%). Гравитационные волны, проходящие через Землю, во много раз слабее — h ≈ 10−20.
Частота: обычно обозначается f, это частота колебаний волны (1, деленная на время между двумя последовательными максимумами растяжения или сжатия).
Длина волны: обычно обозначается λ, это расстояние вдоль волны между точками максимального растяжения или сжатия.
Скорость: это скорость, с которой движется точка на волне (например, точка максимального растяжения или сжатия). Для гравитационных волн с малой амплитудой эта скорость равна скорости света (c).

Скорость, длина волны и частота гравитационной волны связаны уравнением c = λf, как и для световой волны. Например, в анимациях, показанных выше, предполагается, что волна колеблется примерно один раз в две секунды. Это соответствовало бы частоте 0,5 Гц и длине волны около 600 000 км, или 47 диаметров Земли. В приведенном выше примере предполагается, что волна линейно поляризована с «плюсовой» поляризацией, записанной как h+. Поляризация гравитационной волны аналогична поляризации световой волны, за исключением того, что поляризации гравитационной волны сдвинуты на 45 градусов, а не на 90 градусов[67]. В частности, в «крестообразной» гравитационной волне h× эффект на тестовые частицы был бы в основном таким же, но повернутым на 45 градусов, как показано на второй анимации. Как и в случае поляризации света, поляризации гравитационных волн также могут быть выражены в терминах циркулярно поляризованных волн. Поляризация гравитационных волн обусловлена природой их источника.

Источники [редактировать]

В общем, гравитационные волны излучаются большими, когерентными движениями огромной массы, особенно в областях, где гравитация настолько сильна, что ньютоновская гравитация начинает давать сбой[69]: 380. Эффект не возникает в чисто сферически симметричной системе[70]. Простым примером этого принципа является вращающийся гантель. Если гантель вращается вокруг своей оси симметрии, она не будет излучать гравитационные волны; если она кувыркается концом вверх, как в случае двух планет, вращающихся друг вокруг друга, она будет излучать гравитационные волны. Чем тяжелее гантель и чем быстрее она кувыркается, тем больше гравитационного излучения она будет излучать. В крайнем случае, например, когда два веса гантели — массивные звезды, такие как нейтронные звезды или черные дыры, быстро вращаются друг вокруг друга, будет излучаться значительное количество гравитационного излучения. Некоторые более подробные примеры:

Два объекта, вращающиеся друг вокруг друга, как планета вокруг Солнца, будут излучать.
Вращающийся неаксиально-симметричный планетоид — например, с большим выступом или вмятиной на экваторе — будет излучать.
Вспышка сверхновой будет излучать, если только взрыв не будет идеально симметричным.
Изолированный невращающийся твердый объект, движущийся с постоянной скоростью, не будет излучать. Это можно рассматривать как следствие закона сохранения импульса.
Вращающийся диск не будет излучать. Это можно рассматривать как следствие закона сохранения углового момента. Однако он будет проявлять гравитомагнитные эффекты.
Сферически пульсирующая сферическая звезда (ненулевой монопольный момент или масса, но нулевой квадрапольный момент) не будет излучать, в соответствии с теоремой Биркгоффа.

Двойные системы [редактировать]

Гравитационные волны переносят энергию от своих источников и, в случае вращающихся тел, это связано с уменьшением спирали или уменьшением орбиты[71][72]. Представьте себе простую систему из двух масс — например, Земли и Солнца — медленно движущихся по сравнению со скоростью света по круговым орбитам. Предположим, что эти две массы вращаются друг вокруг друга по круговой орбите в плоскости xy. К хорошему приближению массы следуют простым кеплеровским орбитам. Однако такая орбита представляет собой изменяющийся квадрапольный момент. То есть система будет излучать гравитационные волны. В теории потеря энергии за счет гравитационного излучения в конечном итоге приведет к тому, что Земля упадет на Солнце. Однако общая энергия Земли, вращающейся вокруг Солнца (кинетическая энергия + гравитационная потенциальная энергия), составляет около 1,14 × 1036 джоулей, из которых только 200 ватт (джоулей в секунду) теряется за счет гравитационного излучения, что приводит к уменьшению орбиты примерно на 1 × 10−15 метра в день или примерно на диаметр протона. При этой скорости потребуется примерно в 3 × 1013 раз больше времени, чем текущий возраст Вселенной, чтобы спираль упала на Солнце. Эта оценка не учитывает уменьшение r с течением времени, но радиус меняется медленно в течение большей части времени и резко падает на более поздних стадиях, как и начальный радиус и общее время, необходимое для полного слияния[73]. В более общем виде скорость уменьшения орбиты может быть аппроксимирована как[74], где r — расстояние между телами, t — время, G — гравитационная постоянная, c — скорость света, а m1 и m2 — массы тел. Это приводит к ожидаемому времени слияния[74].

Компактные двойные системы [редактировать]

Компактные звезды, такие как белые карлики и нейтронные звезды, могут быть компонентами двойных систем. Например, пара нейтронных звезд с солнечной массой, вращающихся по круговой орбите на расстоянии 1,89 × 108 м (189 000 км), имеет орбитальный период 1000 секунд и ожидаемый срок службы 1,30 × 1013 секунд или около 414 000 лет. Такая система может быть обнаружена LISA, если она не слишком далеко. Существует гораздо больше двойных белых карликов с орбитальными периодами в этом диапазоне. Двойные белые карлики имеют массы порядка Солнца и диаметры порядка Земли. Они не могут сблизиться ближе, чем 10 000 км, прежде чем они сольются и взорвутся сверхновой, которая также прекратит излучение гравитационных волн. До этого их гравитационное излучение будет сопоставимо с излучением двойной нейтронной звезды. Когда орбита двойной нейтронной звезды уменьшится до 1,89 × 106 м (1890 км), ее оставшийся срок службы составит около 130 000 секунд или 36 часов. Орбитальная частота будет меняться от 1 оборота в секунду в начале до 918 оборотов в секунду, когда орбита уменьшится до 20 км. Большая часть гравитационного излучения будет излучаться на удвоенной орбитальной частоте. LIGO сможет наблюдать это слияние только в течение нескольких минут из общей орбитальной продолжительности жизни, которая могла составлять миллиарды лет. В августе 2017 года LIGO и Virgo наблюдали первое в истории слияние двойной нейтронной звезды в GW170817, и 70 обсерваторий сотрудничали для обнаружения электромагнитного аналога, килоновой в галактике NGC 4993, расположенной в 40 мегапарсеках[75].

Слияния черных дыр [редактировать]

Двойные черные дыры излучают гравитационные волны во время спирали, слияния и фазы затухания. Поэтому в начале 1990-х годов физическое сообщество объединилось вокруг совместных усилий по прогнозированию форм волн гравитационных волн от этих систем с помощью Binary Black Hole Grand Challenge Alliance[77]. Наибольшая амплитуда излучения возникает во время фазы слияния, которая может быть смоделирована с использованием методов численной относительности[78][79][80]. Первое прямое обнаружение гравитационных волн, GW150914, произошло от слияния двух черных дыр.

Сверхновые [редактировать]

Сверхновая — это переходное астрономическое событие, которое происходит на последних стадиях эволюции массивной звезды, драматическое и катастрофическое разрушение которой отмечено одним последним титаническим взрывом. Этот взрыв может произойти по-разному, но во всех случаях значительная часть материи звезды выбрасывается в окружающее пространство с чрезвычайно высокой скоростью (до 10% скорости света). Если взрыв не является идеально симметричным (то есть материя не выбрасывается равномерно во всех направлениях), будет излучаться гравитационное излучение. Это связано с тем, что гравитационные волны генерируются изменяющимся квадрапольным моментом, который может возникать только при асимметричном движении масс. Поскольку точный механизм, с помощью которого происходят сверхновые, полностью не понятен, моделировать излучение гравитационных волн от них нелегко.

Вращающиеся нейтронные звезды [редактировать]

Как отмечалось выше, распределение массы будет излучать гравитационные волны только при асимметричном движении масс. Вращающаяся нейтронная звезда обычно не излучает гравитационные волны, поскольку нейтронные звезды являются чрезвычайно плотными объектами с сильным гравитационным полем, которое сохраняет их почти идеально сферическими. Однако в некоторых случаях могут быть небольшие деформации на поверхности, называемые «горами», выступающими не более чем на 10 сантиметров над поверхностью[81], которые делают вращение несимметричным. Это дает звезде квадрапольный момент, который меняется со временем, и она будет излучать гравитационные волны до тех пор, пока деформации не сгладятся.

Первичные гравитационные волны [редактировать]

Гравитационные волны из ранней Вселенной могут предоставить уникальный зонд для космологии. Это связано с тем, что гравитационные волны слабо взаимодействуют с материей и будут распространяться свободно с очень ранних времен, когда другие сигналы были заперты в большой плотности энергии. Если эти гравитационные волны можно обнаружить, они могут предоставить богатство наблюдательных данных о ранней Вселенной[94].

Определение направления распространения [редактировать]

Сложность прямого обнаружения гравитационных волн затрудняет определение направления источника одним детектором. Поэтому используются несколько детекторов, как для различения сигналов от других «шумов», подтверждая, что сигнал не имеет земного происхождения, так и для определения направления с помощью триангуляции. Эта техника использует тот факт, что волны распространяются со скоростью света и достигают разных детекторов в разное время в зависимости от источника. Хотя разница во времени прибытия может составлять всего несколько миллисекунд, этого достаточно для определения направления источника с высокой точностью. Например, в случае GW170814 триангуляция всех трех инструментов позволила определить положение источника в пределах 90% доверительного интервала всего в 60 квадратных градусов, что является рекордом точности на тот момент[95]. Локализация в небе GW-событий продолжает улучшаться по состоянию на май 2026 года[обновление], например, GW240615 локализован в пределах 6 квадратных градусов[96].

Гравитационно-волновая астрономия [редактировать]

В течение последнего столетия астрономия была революционизирована использованием новых методов наблюдения Вселенной. Астрономические наблюдения изначально проводились с использованием видимого света. Галилео Галилей был пионером в использовании телескопов для улучшения этих наблюдений. Однако видимый свет — это лишь небольшая часть электромагнитного спектра, и не все объекты в далекой Вселенной сильно светятся в этой конкретной полосе. Больше информации можно найти, например, в радиоволнах. Используя радиотелескопы, астрономы обнаружили пульсары и квазары, например. Наблюдения в микроволновом диапазоне привели к обнаружению слабых отпечатков Большого взрыва, открытие, которое Стивен Хокинг назвал «величайшим открытием столетия, если не всего времени». Подобные достижения в наблюдениях с использованием гамма-лучей, рентгеновских лучей, ультрафиолетового и инфракрасного излучения также принесли новые знания в астрономию. Каждый раз, когда открывается новая область спектра, делаются новые открытия, которые не могли быть сделаны иным способом. Астрономическое сообщество надеется, что то же самое произойдет и с гравитационными волнами[97][98]. Гравитационные волны обладают двумя важными и уникальными свойствами. Во-первых, для излучения волн не требуется наличие какой-либо материи поблизости, например, в случае слияния черных дыр, которые не излучают электромагнитное излучение. Во-вторых, гравитационные волны могут проходить через любую промежуточную материю без значительного рассеяния. В то время как свет от далеких звезд может быть заблокирован межзвездной пылью, например, гравитационные волны будут проходить практически без помех. Эти две особенности позволяют гравитационным волнам передавать информацию о астрономических явлениях, которые ранее были недоступны для человека[94].

Детектирование [редактировать]

Косвенное обнаружение [редактировать]

Хотя волны от системы Земля — Солнце малы, астрономы могут указать на другие источники, от которых ожидается более сильное излучение. Одним из важных примеров является двойной пульсар Халса — Тейлора — пара звезд, одна из которых является пульсаром[105]. Характеристики их орбиты можно вывести из сдвига Доплера радиосигналов, испускаемых пульсаром. Из информации об орбите можно предсказать, сколько энергии будет излучаться в виде гравитационных волн. По мере того как двойная система теряет энергию, звезды постепенно сближаются, и орбитальный период уменьшается. Получающаяся траектория каждой звезды — спираль, уменьшающаяся с течением времени. Общая теория относительности точно описывает эти траектории; в частности, скорость уменьшения периода определяется потерей энергии в виде гравитационного излучения. Для двойного пульсара Халса — Тейлора наблюдаемое изменение периода соответствует предсказанию общей теории относительности с точностью до 10%[106]. В 1993 году, во многом благодаря этому косвенному обнаружению гравитационных волн, Нобелевский комитет присудил Нобелевскую премию по физике Халсу и Тейлору «за открытие нового типа пульсара, открытие, которое открыло новые возможности для изучения гравитации»[107]. Срок службы этой двойной системы, от настоящего времени до слияния, оценивается в несколько сотен миллионов лет[108]. Спирали являются важными источниками гравитационных волн. Всякий раз, когда два компактных объекта (белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры) находятся на близком расстоянии, они излучают интенсивные гравитационные волны. По мере их сближения эти волны становятся все более интенсивными. В какой-то момент они должны стать достаточно сильными, чтобы их можно было обнаружить напрямую, воздействуя на объекты на Земле или в космосе. Такое прямое обнаружение является целью нескольких крупномасштабных экспериментов[109]. Единственная трудность заключается в том, что большинство систем, подобных двойному пульсару Халса — Тейлора, находятся слишком далеко. Амплитуда волн, испускаемых двойным пульсаром Халса — Тейлора на Земле, составляет примерно h ≈ 10−26. Однако есть некоторые источники, которые, как ожидается, будут производить большую амплитуду h ≈ 10−20[110]. В настоящее время обнаружено еще восемь двойных пульсаров[110].

Трудности [редактировать]

Гравитационные волны трудно обнаружить. Когда они достигают Земли, они имеют небольшую амплитуду с деформацией примерно 10−21, что означает, что требуется чрезвычайно чувствительный детектор, и другие источники шума могут заглушить сигнал[111]. Гравитационные волны, как ожидается, имеют частоты 10−16 Гц < f < 105 Гц[112].

Наземные детекторы [редактировать]

Хотя наблюдения Халса — Тейлора были важны, они дают только косвенные доказательства гравитационных волн. Более убедительным наблюдением было бы прямое измерение эффекта проходящей гравитационной волны, которое также могло бы предоставить больше информации о системе, которая ее создала. Любое такое прямое обнаружение осложняется чрезвычайно малым эффектом, который волны оказывают на детектор. Амплитуда сферической волны уменьшается обратно пропорционально расстоянию от источника (член 1/R в формулах для h выше). Таким образом, даже волны от экстремальных систем, таких как слияние черных дыр, затухают до очень малых амплитуд к тому времени, когда они достигают Земли. Астрофизики ожидают, что некоторые гравитационные волны, проходящие через Землю, будут иметь амплитуду не более h ≈ 10−20[113].

Резонансные антенны [редактировать]

Простое устройство, предназначенное для обнаружения ожидаемого движения волны, называется веберовским стержнем — большим твердым стержнем из металла, изолированным от внешних вибраций. Этот тип инструмента был первым типом детектора гравитационных волн. Деформации в пространстве из-за проходящей гравитационной волны возбуждают резонансную частоту стержня и, таким образом, могут быть усилены до обнаруживаемых уровней. Теоретически, сверхновая поблизости может быть обнаружена без резонансного усиления. С помощью этого инструмента Джозеф Вебер заявил, что обнаружил гравитационные волны ежедневно, но его результаты были оспорены в 1974 году Ричардом Гарвином и Дэвидом Дугласом. Современные формы веберовского стержня все еще работают, криогенно охлаждаются и используют сверхпроводящие квантовые интерференционные устройства для обнаружения вибраций. Веберовские стержни недостаточно чувствительны для обнаружения чего-либо, кроме чрезвычайно мощных гравитационных волн[114]. MiniGRAIL — это сферическая гравитационная волновая антенна, использующая этот принцип. Он расположен в Университете Лейдена, состоит из точно обработанной сферы весом 1150 кг, криогенно охлажденной до 20 милликельвинов[115]. Сферическая конфигурация обеспечивает одинаковую чувствительность во всех направлениях и несколько проще, чем более крупные линейные устройства, требующие высокого вакуума. События обнаруживаются путем измерения деформации сферы-детектора. MiniGRAIL обладает высокой чувствительностью в диапазоне 2–4 кГц, подходящей для обнаружения гравитационных волн от вращающихся нестабильностей нейтронных звезд или слияний небольших черных дыр[116]. В настоящее время существует два детектора, ориентированных на более высокие частоты гравитационных волн (10−7–105 Гц): один в Университете Бирмингема, Англия[117], а другой в INFN Генуя, Италия. Третий разрабатывается в Чунцинском университете, Китай. Детектор в Бирмингеме измеряет изменения в состоянии поляризации микроволнового луча, циркулирующего в замкнутом контуре диаметром около 1 метра. Оба детектора, как ожидается, будут иметь чувствительность к периодическим деформациям пространства-времени h ≈ 2 × 10−13 /√Гц, указанную как спектральная плотность амплитуды. Детектор INFN в Генуе представляет собой резонансную антенну, состоящую из двух связанных сферических сверхпроводящих гармонических осцилляторов диаметром несколько сантиметров. Осцилляторы предназначены для того, чтобы иметь (при отсутствии связи) почти одинаковые резонансные частоты. В настоящее время ожидается, что система будет иметь чувствительность к периодическим деформациям пространства-времени h ≈ 2 × 10−17 /√Гц, с ожиданием достижения чувствительности h ≈ 2 × 10−20 /√Гц. Детектор Чунцинского университета планируется использовать для обнаружения реликтовых высокочастотных гравитационных волн с прогнозируемыми типичными параметрами ≈1011 Гц (100 ГГц) и h ≈10−30–10−32[118].

Интерферометры [редактировать]

Более чувствительный класс детекторов использует лазерный интерферометр Майкельсона для измерения движения между разделенными «свободными» массами[119]. Это позволяет разделить массы на большие расстояния (увеличивая размер сигнала); дополнительным преимуществом является то, что он чувствителен к широкому диапазону частот (а не только к тем, которые находятся вблизи резонанса, как в случае веберовских стержней). После многих лет разработки наземные интерферометры сделали первое обнаружение гравитационных волн в 2015 году. В настоящее время наиболее чувствительным является LIGO — Лазерная интерферометрическая гравитационно-волновая обсерватория. LIGO имеет три детектора: один в Ливингстоне, штат Луизиана, один на площадке Хэнфорд в Ричленде, штат Вашингтон, и третий (ранее установленный в качестве второго детектора в Хэнфорде), который планируется переместить в Индию. Каждая обсерватория имеет два световых плеча длиной 4 километра. Они расположены под углом 90 градусов друг к другу, при этом свет проходит через вакуумные трубки диаметром 1 метр, идущие на всю длину 4 километров. Проходящая гравитационная волна слегка растянет одно плечо, одновременно сокращая другое. Это эффект, к которому наиболее чувствителен интерферометр. Даже при такой большой длине плеч самые сильные гравитационные волны изменят расстояние между концами плеч не более чем примерно на 10−18 м. LIGO должен быть способен обнаруживать гравитационные волны с амплитудой не более h ≈ 5 × 10−22. Улучшения LIGO и Virgo должны еще больше повысить чувствительность. KAGRA, высокочувствительный интерферометр, расположенный в обсерватории Камиока в Японии, работает с февраля 2020 года. Ключевым моментом является то, что десятикратное увеличение чувствительности (радиус «достижения») увеличит объем пространства, доступного для инструмента, в тысячу раз. Это увеличит частоту обнаруживаемых сигналов с десятков в год до десятков в год[120].

Интерферометрические детекторы ограничены на высоких частотах шумом выстрела, который возникает из-за того, что лазеры производят фотоны случайным образом — аналогично дождю, где скорость дождя, как и интенсивность лазера, измерима, но капли дождя, как и фотоны, падают в случайные моменты времени, вызывая флуктуации вокруг среднего значения. Это создает шум на выходе детектора, подобный радиостатическим помехам. Кроме того, для достаточно высокой мощности лазера случайный импульс, передаваемый фотонами тестовым массам, сотрясает зеркала, маскируя сигналы с низкой частотой. В дополнение к этим «стационарным» (постоянным) источникам шума все наземные детекторы также ограничены на низких частотах сейсмическим шумом и другими формами экологических вибраций, а также другими «нестационарными» источниками шума; скрипы в механических конструкциях, молнии или другие крупные электрические помехи также могут маскировать событие или имитировать его. Все это необходимо учитывать и исключать при анализе, прежде чем обнаружение может быть признано истинным гравитационным волновым событием.

Einstein@Home [редактировать]

Простейшие гравитационные волны имеют постоянную частоту. Волны, испускаемые вращающейся неаксиально-симметричной нейтронной звездой, будут приблизительно монохроматическими: чистым тоном в акустике. В отличие от сигналов от сверхновых или слияния черных дыр, эти сигналы мало меняются по амплитуде или частоте в течение периода наблюдения наземными детекторами. Однако будет некоторое изменение в измеренном сигнале из-за эффекта Доплера, вызванного движением Земли. Несмотря на простоту сигналов, обнаружение затруднено из-за огромных объемов данных, которые необходимо проанализировать. Проект Einstein@Home — это распределенный вычислительный проект, аналогичный SETI@Home, который предназначен для обнаружения этого типа гравитационных волн. Отправляя данные из LIGO и GEO в небольших частях тысячам добровольцев для параллельного анализа на их домашних компьютерах, Einstein@Home может просеивать данные гораздо быстрее, чем это было бы возможно в противном случае[121].

Космические интерферометры [редактировать]

Космические интерферометры, такие как LISA, также разрабатываются. Проект LISA предусматривает три тестовые массы, образующие равносторонний треугольник, с лазерами от каждого космического аппарата к каждому другому космическому аппарату, образующими два независимых интерферометра. LISA планируется разместить на солнечной орбите, следующей за Землей, с плечами треугольника длиной 2,5 миллиона километров[122]. Это помещает детектор в отличный вакуум вдали от наземных источников шума, хотя он все еще будет подвержен тепловому шуму, шуму выстрела и артефактам, вызванным космическими лучами и солнечным ветром.

Использование массивов синхронизации пульсаров [редактировать]

Пульсары — это сильно намагниченные, быстро вращающиеся нейтронные звезды. Пульсар излучает лучи радиоволн, которые, как маячные лучи, сметают по мере вращения пульсара. Сигнал от пульсара можно обнаружить с помощью радиотелескопов в виде серии регулярно расположенных импульсов, по сути, как тиканье часов. ГВ влияют на время прибытия импульсов от пульсара к телескопу на Земле. Массив синхронизации пульсаров использует миллисекундные пульсары для поиска возмущений в синхронизации пульсаров. Для обнаружения ГВ массивы синхронизации пульсаров ищут характерный квадрапольный рисунок корреляции и антикорреляции между временем прибытия импульсов от разных пар пульсаров в зависимости от их углового разделения на небе[125]. Хотя импульсы пульсаров проходят через пространство сотни или тысячи лет, чтобы достичь нас, массивы синхронизации пульсаров чувствительны к возмущениям во времени их прибытия, намного меньше одной миллисекунды. Наиболее вероятным источником ГВ, к которым чувствительны массивы синхронизации пульсаров, являются сверхмассивные черные дыры (СМЧД). В дополнение к отдельным двоичным системам массивы синхронизации пульсаров чувствительны к стохастическому фону ГВ, образованному суммой ГВ от многих слияний галактик[126]. В настоящее время существует семь активных проектов массивов синхронизации пульсаров. Североамериканская обсерватория наногерцовых гравитационных волн (NANOGrav) использует данные, собранные радиотелескопами Arecibo, Green Bank, Very Large Array и канадским экспериментом по картированию интенсивности водорода. Австралийский массив синхронизации пульсаров (PPTA) использует данные радиотелескопа Паркса. Европейский массив синхронизации пульсаров (EPTA) использует данные четырех крупнейших телескопов в Европе: телескопа Ловелла, радиотелескопа Вестерборк, телескопа Эффельсберг и радиотелескопа Нанси. Индийский массив синхронизации пульсаров (InPTA) использует данные радиотелескопа Giant Metrewave. Массив синхронизации пульсаров MeerKAT (MPTA) использует данные радиотелескопа MeerKAT. В сочетании с африканской группой синхронизации пульсаров (APT) эти коллаборации также сотрудничают в рамках Международного проекта массивов синхронизации пульсаров[127]. Кроме того, китайский массив синхронизации пульсаров (CPTA) использует данные радиотелескопа с апертурой 500 метров.

Первичные гравитационные волны [редактировать]

Определение направления распространения [редактировать]

Гравитационно-волновая астрономия [редактировать]

В течение последнего столетия астрономия была революционизирована использованием новых методов наблюдения Вселенной. Астрономические наблюдения изначально проводились с использованием видимого света. Галилео Галилей был пионером в использовании телескопов для улучшения этих наблюдений. Однако видимый свет — это лишь небольшая часть электромагнитного спектра, и не все объекты в далекой Вселенной сильно светятся в этой конкретной полосе. Больше информации можно найти, например, в радиоволнах. Используя радиотелескопы, астрономы обнаружили пульсары и квазары, например. Наблюдения в микроволновом диапазоне привели к обнаружению слабых отпечатков Большого взрыва, открытие, которое Стивен Хокинг назвал «величайшим открытием столетия, если не всего времени». Подобные достижения в наблюдениях с использованием гамма-лучей, рентгеновских лучей, ультрафиолетового и инфракрасного излучения также принесли новые знания в астрономию. Каждый раз, когда открывается новая область спектра, делаются новые открытия, которые не могли быть сделаны иным способом. Астрономическое сообщество надеется, что то же самое произойдет и с гравитационными волнами[97][98]. Гравитационные волны обладают двумя важными и уникальными свойствами. Во-первых, для излучения волн не требуется наличие какой-либо материи поблизости, например, в случае слияния черных дыр, которые не излучают электромагнитное излучение. Во-вторых, гравитационные волны могут проходить через любую промежуточную материю без значительного рассеяния. В то время как свет от далеких звезд может быть заблокирован межзвездной пылью, например, гравитационные волны будут проходить практически без помех. Эти две особенности позволяют гравитационным волнам передавать информацию об астрономических явлениях, которые ранее были недоступны для человека[94].

Обнаружение [редактировать]

Косвенное обнаружение [редактировать]

Слияния черных дыр [редактировать]

Компактные двойные системы [редактировать]

Сверхновые [редактировать]

Вращающиеся нейтронные звезды [редактировать]

Первичные гравитационные волны [редактировать]

Определение направления распространения [редактировать]

Гравитационно-волновая астрономия [редактировать]

В течение последнего столетия астрономия была революционизирована использованием новых методов наблюдения Вселенной. Астрономические наблюдения изначально проводились с использованием видимого света. Галилео Галилей был пионером в использовании телескопов для улучшения этих наблюдений. Однако видимый свет — это лишь небольшая часть электромагнитного спектра, и не все объекты в далекой Вселенной сильно светятся в этой конкретной полосе. Больше информации можно найти, например, в радиоволнах. Используя радиотелескопы, астрономы обнаружили пульсары и квазары, например. Наблюдения в микроволновом диапазоне привели к обнаружению слабых отпечатков Большого взрыва, открытие, которое Стивен Хокинг назвал «величайшим открытием столетия, если не всего времени». Подобные достижения в наблюдениях с использованием гамма-лучей, рентгеновских лучей, ультрафиолетового и инфракрасного излучения также принесли новые знания в астрономию. Каждый раз, когда открывается новая область спектра, делаются новые открытия, которые не могли быть сделаны иным способом. Астрономическое сообщество надеется, что то же самое произойдет и с гравитационными волнами[97][98]. Гравитационные волны обладают двумя важными и уникальными свойствами. Во-первых, для излучения волн не требуется наличие какой-либо материи поблизости, например, в случае слияния черных дыр, которые не излучают электромагнитное излучение. Во-вторых, гравитационные волны могут проходить через любую промежуточную материю без значительного рассеяния. В то время как свет от далеких звезд может быть заблокирован межзвездной пылью, например, гравитационные волны будут проходить практически без помех. Эти две особенности позволяют гравитационным волнам передавать информацию об астрономических явлениях, которые ранее были недоступны для человека[94].

Материал портала Interstellar: Аналитическое и научно-популярное исследование киновселенной Кристофера Нолана. Все права на фильм «Интерстеллар» принадлежат Warner Bros. Pictures, Paramount Pictures и Syncopy Inc.