Гравитационные волны. Предыстория и начало истории.
Понятие "гравитационные волны" физики используют в двух смыслах. Во-первых, как волны в сплошных средах, находящихся во внешнем гравитационном поле (внутренние ГВ в воде и воздухе, ветровые ГВ на границе раздела воды и воздуха и т.д.). Во-вторых, как волны метрики пространства-времени, описываемые эйнштейновской общей теорией относительности (ОТО).
Первые здесь обсуждать не будем. Поговорим лишь о вторых.
1. Предыстория.
Гравитационные волны, как решения уравнений ОТО, были получены сразу после создания ОТО (1916). Сама ОТО получила наблюдательные подтверждения довольно быстро. Но сами гравитационные волны непосредственно в каких либо экспериментах до 2015 года обнаружены не были.
Первые попытки их детектирования были сделаны во второй половине 1960-х Вебером с помощью "гравитационной антенны" в виде металлического цилиндра, охлажденного до весьма низкой температуры и облепленного пьезодатчиками с амплитудной чувствительностью к смещениям до 10-16 м (~ 0,1 радиуса протона). Собственная частота такой антенны была 1660 Гц.
Веберу не повезло. Ибо, как стало ясно позднее, на таких частотах и при таких датчиках он смог бы обнаружить гравитационные волны только от слияния нейтронных звезд и только в нашей Галактике. Но такое случается крайне редко и не случилось ни тогда, ни до сих пор.
Однако, косвенные доказательства существования ГВ искались. Основывались они на том, что сама ГВ обладает некоторой энергией, которую забирает у излучателя ГВ. Меняя, тем самым, параметры излучателя, если в него нет подкачки энергии извне. В итоге задача была переформулирована в поиски излучателей ГВ.
В качестве таковых были предложены тесные компактные объекты типа двойных нейтронных звезд (пульсаров) или пары из нейтронной звезды и черной дыры. Такая пара из двух пульсаров с периодом обращения около 8 часов была обнаружена в нашей Галактике и ее параметры тщательно изучены. По ее параметрам в рамках ОТО был рассчитан темп изменения орбитального периода пары и этот же темп был определен наблюдательно на протяжении примерно 4-х лет. Значения расчетного и наблюдаемого темпов практически совпали. За что авторы открытия получили нобелевскую премию в 1993 году.
Описанное выше - лишь предыстория. История началась в 2015 году после создания двух гигантских гравитационных телескопов с чувствительностью к смещением на два порядка выше достигнутой Вебером.
2. Начало истории.
Гравитационный "телескоп" Вебера имел слишком низкую чувствительность и был настроен на слишком большие частоты. Обе проблемы можно было решить и их решили созданием "телескопа" в виде лазерного интерферометра. Который сделали в виде двух перпендикулярных труб длиной по 4 километра, из которых был откачан воздух до состояния приличного вакуума и в которых лазерный луч бегал от зеркала к зеркалу и совмещался в месте стыковки этих труб.
Настройкой положения зеркал в концах труб можно было достигнуть полного взаимного погашения лазерных лучей в месте стыковки труб. Такого, что при смещениях зеркал в концах труб на величину немногим большую 10-18 м (порядка одной тысячной радиуса протона) полного взаимного погашения лазерных лучей в месте стыковки труб уже не происходило. Таким способом чувствительность такого "телескопа" была увеличена на два порядка по сравнению с чувствительностью Веберовского "телескопа".
Таких "телескопов" к 2015 году было построено два. Оба в США на расстоянии 3000 км друг от друга и оба названы LIGO. Каждый из этих телескопов выглядит так:
И 15 сентября 2015 года они зафиксировали гравитационную волну от слияния двух черных дыр звездных масс. Процесс, в котором произошло излучение гравитационных волн, длился доли секунды и представлял собой последнюю стадию слияния двух черных дыр с массами в 29 и 36 солнечных масс в одну массой в 62 солнечных. Дефект масс в три солнечных ушел в энергию излучения гравитационных волн. Максимум интенсивности излучения лежит в окрестности 100 Гц. А сам процесс слияния черных дыр произошел на расстоянии примерно в 1,2 млрд. св. лет от нас.
Если бы в руках наблюдателей была только одна обсерватория LIGO, то они могли бы зафиксировать только сам факт излучения гравитационной волны. Наличие двух обсерваторий позволило определить по величине задержки пришедшего сигнала в 7 микросекунд на одну из них некую дугу на небе, на которой находится источник излучения:
Определить же пусть и довольно толстую "точку", откуда оно пришло, могла бы фиксация излучения только на трех телескопах типа LIGO. Но такая третья обсерватория под именем Virgo заработала почти на два года позднее. В Италии. Аккурат вблизи всемирно известной Пизанской башни.
Первые здесь обсуждать не будем. Поговорим лишь о вторых.
1. Предыстория.
Гравитационные волны, как решения уравнений ОТО, были получены сразу после создания ОТО (1916). Сама ОТО получила наблюдательные подтверждения довольно быстро. Но сами гравитационные волны непосредственно в каких либо экспериментах до 2015 года обнаружены не были.
Первые попытки их детектирования были сделаны во второй половине 1960-х Вебером с помощью "гравитационной антенны" в виде металлического цилиндра, охлажденного до весьма низкой температуры и облепленного пьезодатчиками с амплитудной чувствительностью к смещениям до 10-16 м (~ 0,1 радиуса протона). Собственная частота такой антенны была 1660 Гц.
Веберу не повезло. Ибо, как стало ясно позднее, на таких частотах и при таких датчиках он смог бы обнаружить гравитационные волны только от слияния нейтронных звезд и только в нашей Галактике. Но такое случается крайне редко и не случилось ни тогда, ни до сих пор.
Однако, косвенные доказательства существования ГВ искались. Основывались они на том, что сама ГВ обладает некоторой энергией, которую забирает у излучателя ГВ. Меняя, тем самым, параметры излучателя, если в него нет подкачки энергии извне. В итоге задача была переформулирована в поиски излучателей ГВ.
В качестве таковых были предложены тесные компактные объекты типа двойных нейтронных звезд (пульсаров) или пары из нейтронной звезды и черной дыры. Такая пара из двух пульсаров с периодом обращения около 8 часов была обнаружена в нашей Галактике и ее параметры тщательно изучены. По ее параметрам в рамках ОТО был рассчитан темп изменения орбитального периода пары и этот же темп был определен наблюдательно на протяжении примерно 4-х лет. Значения расчетного и наблюдаемого темпов практически совпали. За что авторы открытия получили нобелевскую премию в 1993 году.
Описанное выше - лишь предыстория. История началась в 2015 году после создания двух гигантских гравитационных телескопов с чувствительностью к смещением на два порядка выше достигнутой Вебером.
2. Начало истории.
Гравитационный "телескоп" Вебера имел слишком низкую чувствительность и был настроен на слишком большие частоты. Обе проблемы можно было решить и их решили созданием "телескопа" в виде лазерного интерферометра. Который сделали в виде двух перпендикулярных труб длиной по 4 километра, из которых был откачан воздух до состояния приличного вакуума и в которых лазерный луч бегал от зеркала к зеркалу и совмещался в месте стыковки этих труб.
Настройкой положения зеркал в концах труб можно было достигнуть полного взаимного погашения лазерных лучей в месте стыковки труб. Такого, что при смещениях зеркал в концах труб на величину немногим большую 10-18 м (порядка одной тысячной радиуса протона) полного взаимного погашения лазерных лучей в месте стыковки труб уже не происходило. Таким способом чувствительность такого "телескопа" была увеличена на два порядка по сравнению с чувствительностью Веберовского "телескопа".
Таких "телескопов" к 2015 году было построено два. Оба в США на расстоянии 3000 км друг от друга и оба названы LIGO. Каждый из этих телескопов выглядит так:
И 15 сентября 2015 года они зафиксировали гравитационную волну от слияния двух черных дыр звездных масс. Процесс, в котором произошло излучение гравитационных волн, длился доли секунды и представлял собой последнюю стадию слияния двух черных дыр с массами в 29 и 36 солнечных масс в одну массой в 62 солнечных. Дефект масс в три солнечных ушел в энергию излучения гравитационных волн. Максимум интенсивности излучения лежит в окрестности 100 Гц. А сам процесс слияния черных дыр произошел на расстоянии примерно в 1,2 млрд. св. лет от нас.
Если бы в руках наблюдателей была только одна обсерватория LIGO, то они могли бы зафиксировать только сам факт излучения гравитационной волны. Наличие двух обсерваторий позволило определить по величине задержки пришедшего сигнала в 7 микросекунд на одну из них некую дугу на небе, на которой находится источник излучения:
Определить же пусть и довольно толстую "точку", откуда оно пришло, могла бы фиксация излучения только на трех телескопах типа LIGO. Но такая третья обсерватория под именем Virgo заработала почти на два года позднее. В Италии. Аккурат вблизи всемирно известной Пизанской башни.