[Перевод] Путеводитель по гравитационным волнам
Что такое гравитационные волны?
Начнем разговор о гравитационных волнах с общей теории относительности Альберта Эйнштейна, опубликованной в 1915 году. Он говорил, что пространство и время не являются отдельными сущностями, а переплетены в единый континуум, так называемую ткань пространства-времени. Все массивные тела заставляют эту ткань изгибаться и искривляться. То есть, согласно Эйнштейну, гравитация не является силой в пространстве, а проявлением кривизны пространства-времени. В частности, в астрономии массивные тела, такие как звезды, планеты и черные дыры, изгибают пространство-время по-разному, притягивая друг друга — и это взаимодействие мы называем гравитацией.
Известная цитата Джона Уилера кратко это подводит: «Пространство-время говорит материи, как двигаться, материя говорит пространству-времени, как изгибаться.» Позже Уилер придумает термин для объектов настолько плотных и массивных, что они искривляют пространство-время до такой степени, что даже свет не может из них вырваться — 'черные дыры».
Создавая ткань пространства-времени, общая теория относительности также отвергает представление о том, что пространство строго стационарно, или что время абсолютно. Пространству-времени разрешается растягиваться, сжиматься и крутиться. Гравитационные волны — это волны в пространстве-времени, которые, как предсказывает общая теория относительности, излучаются, когда массивные тела двигаются и возмущают его асимметричным образом (с переменным ускорением) — например, когда две звезды вращаются друг вокруг друга. Или если взять картофелину и раскрутить ее, она тоже будет излучать гравитационные волны. Однако эффект даже от самых массивных тел настолько невообразимо мал, что даже Эйнштейн думал, что будет невозможно обнаружить гравитационные волны с Земли.
Но редко что доставляет такое удовольствие физикам, как опровержение чужих теорий, даже если это теории Альберта Эйнштейна. Наблюдение за двойным пульсаром Халса-Тейлора в 1974 году показало, что его орбита сокращалась на протяжении десятилетия именно таким образом, как это предсказывала ОТО: гравитационные волны уносящили энергию и угловой момент двойной системы. Это косвенное подтверждение излучения гравитационных волн было удостоено Нобелевской премии по физике 1993 года.
Примерно в то же время, когда был открыт двойной пульсар Халса-Тейлора, М.Е. Герценштейн и В.И. Пустовойт придумали использовать огромных лазерных интерферометров, которые могли бы напрямую обнаруживать гравитационные волны. Американские коллеги, включая Рея Вайсса из MIT, развили эту идею в полноценную концепцию детектора. Такие детекторы могли бы наблюдать волны излучаемые самыми плотными объектами во Вселенной — нейтронными звёздами и чёрными дырами, вращающимися друг вокруг друга и сталкивающимися. Кип Торн, бывший аспирант Джона Уилера, возглавил работу по теоретическому расчету гравитационных волновых сигналов, которые излучались бы при этих столкновениях. Вскоре была создана организация детекторов LIGO, и в Соединенных Штатах на рубеже тысячелетия были построены две обсерватории в Ливингстоне, Луизиана, и Хэнфорде, Вашингтон. Первое прямое обнаружение гравитационных волн, названное 'GW150914' по дате события 14 сентября 2015 года, было удостоено Нобелевской премии по физике 2017 года. С тех пор к силам присоединились еще два наземных детектора, Virgo, управляемый Европейской обсерваторией гравитационных волн (EGO) в Пизе, Италия, и KAGRA в Японии.
Эра наблюдения за гравитационными волнами получила дальнейшее развитие в июне 2023 года с открытием командами тайминга пульсаров по всему миру фоновых стохастических гравитационных волн низкой частоты. С этим открытием мы смогли наблюдать Вселенную на совсем других частотах, позволяя нам проникать глубже в ее тайны.
Прямое наблюдение гравитационных волн позволяет нам изучать Вселенную в прежде недоступных режимах и проверять на прочность общую теорию относительности в надежде, что однажды мы обнаружим какую-то новую теорию Вселенной.
Новый посланник
Разные частицы несут разную информацию об излучивших их объектах. Таких посланников глубокого космоса четыре: Космические лучи (заряженные энергетические частицы), Гравитационные волны, Фотоны/свет (электромагнитное излучение) и Нейтрино (очень маленькие, нейтральные частицы, редко взаимодействующие с другой материей). Темная материя может быть добавлена в этот список, но это четыре, которые были прямо обнаружены до сих пор.
Многоканальная астрономия использует несколько каналов (космические лучи, гравитационные волны, электромагнитное излучение и нейтрино) одновременно для измерения одного объекта. Комбинирование каналов таким образом дает нам независимые измерения одного и того же астрономического объекта и может многое рассказать нам о процессах, происходящих в этих объектах. С ее помощью было совершего несколько важных открытий, значительно продвинувших наше понимание Вселенной:
Солнечные вспышки наблюдались как в электромагнитных, так и в космических лучах
Блазар TXS 0506+056, в котором было обнаружено излучение как в фотонах (гамма-лучах), так и в нейтрино
Сверхновая 1987A (SN1987A) наблюдалась в фотонах и нейтрино (экспериментом Камиоканде, который завершил модернизацию как раз вовремя, чтобы увидеть нейтрино).
Добавление гравитационных волн в качестве нового канала сродни приобретению ещё одного органа чувств для понимания нашей вселенной. Это сочетание уже привело к успеху в обнаружении с использованием нескольких каналов в слиянии нейтронных звезд GW170817 и сопровождающих его вспышки света. (Прим.пер. Я подробно писал про это событие на хабре).
Слияние нейтронных звезд. Credit: University of Warwick/Mark Garlick
GW170817 было слиянием двух нейтронных звезд, зафиксированным гравитационно-волновыми детекторами LIGO-Virgo 17 августа 2017 года. Коллаборация LIGO-Virgo в реальном времени отправила сообщение об обнаружении астрономическому сообществу через Сеть координат гамма-лучей (GCN) (GCN теперь была обновлена и получила название «Общая сеть координат»). После этого Fermi-GBM также передала наблюдение короткого гамма-всплеска, GRB170817A, который произошел в той же области небосвода, что и событие GW, и всего через 1.7 секунды после регистрации слияния LIGO-Virgo. Несколько часов спустя событие пронаблюдали в оптическом диапазоне, SSS17a. GCN, отправленные в реальном времения, можно найти в Архиве GCN.
Это был первый случай наблюдения объекта одновременно в гравитационных волнах и фотонах, что стало важным успехом многоканальной астрономии! Благодаря информации о гравитационных волнах мы получили представление о системе до и во время слияния (например, о массах исходных нейтронных звезд), а благодаря электромагнитному обнаружению астрономы увидели килонову и смогли определить, в какой галактике произошло слияние!
Источники гравитационных волн
Существует несколько типов источников гравитационных волн: некоторые из которых наблюдались (например, слияния компактных двойных систем, включающие нейтронные звезды или черные дыры, с помощью детекторов LIGO-Virgo), а некоторые в основном являются теоретическими объектами.
Слияния компактных двойных систем
Когда мы говорим о наблюдении гравитационных волн, мы много слышим о компактных объектах — черных дырах, нейтронных звездах и белых карликах. Так что же это за объекты?
Черные дыры по сути представляют собой одну точку с чрезвычайно сильным гравитационным притяжением — таким сильным, что даже свет не может выйти за пределы ее тяготения! На определенном радиусе (так называемом радиусе Шварцшильда) никакая информация (включая свет) не может выйти, поскольку скорость убегания из черной дыры внутри этого радиуса превышает скорость света. Сфера, описываемая этим радиусом Шварцшильда, называется горизонтом событий черной дыры.
Нейтронные звезды образуются, когда звезда становится сверхновой. Сверхновые с коллапсирующим ядром (II типа, CCSNe) оставляют после себя нейтронную звезду, когда массивная звезда (>8 солнечных масс) схлопывается в себя. Они чрезвычайно плотные (обычно порядка 10^17 кг/м^2, в сравнении с плотностью Земли около 5×10^3 кг/м^2), и обычно могут иметь массу от примерно 1.1 до примерно 2 солнечных масс (это определяется пределом Толмена–Оппенгеймера–Волкова) с диаметром всего 10–20 км.
Белые карлики образуются, когда звезды с небольшой или средней массой больше не имеют достаточно энергии для продолжения процесса слияния, и звезда схлопывается. Эти объекты также невероятно плотные (около 10^9 кг/м^2) и имеют меньшую массу, чем нейтронные звезды: их масса обычно меньше солнечной (~0.15), максимум до 1.4 солнечных масс (верхний предел масс белых карликов определяется пределом Чандрасекара).
В космосе все объекты постоянно взаимодействуют друг с другом через гравитацию. Однако только эти компактые объекты достаточно плотные для излучения гравитационных волн, которые мы можем наблюдать на Земле (о других источниках ниже).
Когда два таких объекта вращаются друг вокруг друга в двойной системе, когда они сближаются друг с другом и в конечном итоге сливаются, их гравитационные волны достаточно сильны для обнаружения гравитационно-волновыми детекторами.
Рисунок 2 иллюстрирует слияние двух компактных объектов. В начале временной шкалы объекты сбилжающтся по спирали, и на средней панели можно увидеть в основном гравитационные волны постоянной частоты. Когда объекты приближаются друг к другу, между 0.35–0.40 с на временной шкале, пики волн становятся ближе друг к другу (это означает, что период уменьшается, что одновременно означает увеличение частоты). Когда они сливаются (примерно на 0.42 с), мы видим, что период становится чрезвычайно коротким, в то же время деформация достигает своего максимального значения. После слияния волна быстро затухает на стадии, называемой звоном.
Этот тип гравитационно-волнового события, вовлекающего две черные дыры, был впервые обнаружен наземными лазерными интерферометрами (см. раздел про это далее в этом руководстве) в 2015 году коллаборацией LIGO-Virgo. Пока что компактные двойные системы являются единственным источником гравитационных волн, который мы напрямую обнаружили. В первом цикле наблюдений, который длился до весны 2016 б было обнаружено еще два подобных события.
Во время второго наблюдательного цикла (O2) в 2017 году к двум детекторам LIGO присоединился Virgo, европейский детектор гравитационных волн в Пизе, Италия. Вместе они обнаружили новый тип слияния компактных двойных систем, на этот раз с участием двух нейтронных звёзд (см. выше описание GW170817). В отличие от столкновений черных дыр, которые, как известно, не испускают свет, это конкретное событие сопровождалось настоящим космическим фейерверком, поскольку нейтронные звезды разрывали друг друга на части во время слияния и выбрасывали вещество, излучавшее гамма-лучи и рентгеновские лучи. Образовавшаяся килонова излучала ультрафиолетовые, видимые и радио волны электромагнитного спектра. Используя принципы многканальной астрономии, учение смогли получить много информации о формировании тяжёлых элементов, таких как золото и платина, и о том, что гравитационные волны распространяются со скоростью света.
Непрерывные гравитационные волны
Компактному объекту не всегда нужен партнёр, чтобы испускать гравитационные волны. Любой движущийся объект может создавать эти волны, но это движение должно быть асимметричным, с так называемым квадрупольным моментом. Поэтому, хотя идеально сферические вращающиеся звезда или черная дыра не могут излучать гравитационные волны, быстро вращающаяся картофелина может. Хотя нет доказательств существования вращающихся картошек в космосе, мы знаем о пульсарах, которые являются быстро вращающимися нейтронными звёздами, испускающими лучи радиоволн.
Иногда такие пульсары могут быть несимметричными, и тогда они испускают гравитационные волны. Но любые деформации на нейтронной звезде вряд ли будут в форме гор и долин, как на Земле. Сила притяжения на них столь велика, что самая высокая гипотетическая гора на нейтронной звезде может возвышаться всего на несколько долей миллиметра в высоту! Таким образом, деформации нейтронных звёзд можно рассматривать как незначительные отклонения от идеальной сферы к эллипсу, измеряемые величиной, известной как эллиптичность.
В то же время, быстро вращающаяся нейтронная звезда с эллиптичностью может вибрировать вокруг своей оси вращения, испуская гравитационные волны. В отличие от слияний двойных систем, где волны появляются как громкие «вспышки» сигнала, гравитационные волны от изолированных источников будут очень слабыми и будут продолжаться, пока нейтронная звезда не перестанет вибрировать. Эти 'Непрерывные гравитационные волны' ищут в каждом наблюдательном цикле LIGO-Virgo, как для уже известных нам пульсаров, так и для пока не открытых. Пока не было подтверждено ни одного источника непрерывных волн. Но ненаблюдение гравитационных волн от известных пульсаров позволяет нам наложить ограничения на их эллиптичность и, в свою очередь, оценить высоту самых высоких гор на них.
Стохастический фон
Когда сверчки начинают стрекотать вечером, мы можем слышать отдельных ранних певцов, ищущих партнера. Как только наступает ночь, звук бесчисленного стрекота сливается в шум, пронизывающий весь лес. По мере создания более чувствительных детекторов гравитационных волн, мы услышим аналогичный фоновый шум, вызванный стрекотом гравитационных волн. Это называется Стохастическим фоном гравитационных волн. Пока LIGO и Virgo не обнаружили такого фона от слияния объектов звездной массы. Но когда речь идет о слияниях сверхмассивных черных дыр, тайминг пульсаров (читайте ниже!) позволяет успешно улавливать этот шепот Вселенной!
Первичные гравитационные волны
Первичные гравитационные волны получили свое название от своего происхождения: это гравитационные волны, которые возникли вскоре после Большого взрыва, во время периода ускоренного расширения, известного как инфляция. Эти волны могли возникнуть одновременно с Космическим микроволновым фоном (реликтовым излучением), и их обнаружение стало бы ключевым в подтверждении теории инфляции.
Во время инфляции возникали малые флуктуации массы и энергии, которые порождали эти первичные гравитационные волны, а также формировали Вселенную такой, какой мы её видим сегодня. Эти волны имели бы чрезвычайно низкую частоту (огромную длину волны), что ставит их вне диапазона частот, которые могут обнаружить современные детекторы гравитационных волн. Даже если бы мы могли их обнаружить, считается, что эти первичные гравитационные волны перекрываются со стохастическим фоном, что добавляет сложности наблюдению такого типа гравитационных волн. Некотоыре эксперименты (напр. BICEP) пытаются обнаружить такие волны косвенным образом, наблюдая за реликтовым излучением.
Другие экзотические источники
Существует ряд других гипотез об источниках гравитационных волн. Звёзды, состоящие из экзотического, плотного вещества, например кварковые звёзды, могут излучать непрерывные или кратковременные гравитационные волны, подобно нейтронным звёздам или чёрным дырам. Другая популярная идея — это взаимодействие частиц тёмной материи, таких как аксионы, с вращающимися чёрными дырами. В таком сценарии возникают «гравитационные атомы» с чёрной дырой в центре и аксионами, вращающимися вокруг, как электроны, и набирающими импульс через взаимодействия с излучением от аккреционного диска и замедляющими вращение чёрной дыры. Признаки этого снижения вращения или переходов бозонов внутри орбитальных уровней могут быть обнаружены через гравитационные волны; LIGO-Virgo могут ограничить силу этого взаимодействия в своих наблюдениях, которые будут уточнены космическими детекторами, такими как LISA.
Спектр гравитационных волн
Источников гравитационных волн, о которых шла речь выше, излучают на разных частотах. Таким образом, подобно электромагнитному спектру, который простирается от радиоволн с длинными волнами до гамма-лучей с самыми короткими длинами волн и радуги видимого света посередине, мы можем нанести все, что ударяет по барабанам пространства-времени, в спектр гравитационных волн. Он варьируется от волн, охватывающих несколько световых лет из-за движений сверхмассивных чёрных дыр, до «коротких» всплесков с длинами волн порядка километров, излучаемых сталкивающимися чёрными дырами и нейтронными звёздами звёздной массы. Соответственно, возмущения пространства-времени из-за этих волн могут происходить на временных шкалах от нескольких лет до нескольких секунд. Задача, следовательно, состоит в том, чтобы придумать способы обнаружения этого широкого разнообразия гравитационных волн, не забывая о том, что их физический размер, когда они достигают Земли, всё ещё невероятно мал.
Обнаружение гравитационных волн
Лазерные интерферометры
Как можно обнаружить крошечные искажения в пространстве-времени, вызванные гравитационными волнами? Одно из решений, которое до сих пор оказалось очень успешным, использует интерферометрию — наблюдения изменений в интерференционных картинках от проходящих через детектор гравитационных волн. Итак, как работает интерферометр и как он использовался в контексте гравитационных волн?
Интерферометры работают, сводя на делителе луча два или более источников света для создания интерференционной картины, которая может быть использована для проведения невероятно малых измерений. Примерную схему интерферометра LIGO можно увидеть на рисунке 3.
В детекторе гравитационных волн интерферометр настроен таким образом, чтобы два луча полностью компенсировали друг друга (деструктивная интерференция), так что сигнал появляется только тогда, когда гравитационная волна изменет длину каждого плеча интферерометра. Это позволяет нам «видеть» гравитационную волну наиболее ясно. Это называется прямым обнаружением гравитационных волн, поскольку мы видим сами волны в изменениях интенсивности света. (прим. пер. Более подробно про работу интерферометра я писал в статье на хабре)
Интерферометры могут быть наземными или космическими, поэтому мы обсудим оба типа в следующих разделах.
Наземные — LIGO, Virgo и KAGRA (LVK)
До сих пор наземные интерферометры были нашим главным инструментом наблюдения гравитационных волн. У каждого из детекторов есть свой лазерный интерферометр, который имеет две плечи длиной 4 км, образующие L-образную форму. Однако 4 км недостаточно для измерения мельчайших изменений из пространства-времени, вызванных гравитационной волной. Чтобы решить эту проблему, свет отражается в каждом плече в резонаторе Фабри-Перо до 300 раз, увеличивая эффективное расстояние, которое свет проходит перед интерференцией, до 1200 км.
Три названия (LIGO, Virgo и KAGRA) относятся к 3 коллаборациям детекторов гравитационных волн. LIGO состоит из двух детекторов в США: один в Ливингстоне, Луизиана, и другой в Хэнфорде, Вашингтон. Virgo располагается недалеко от Пизы, Италия, а KAGRA — шахте Камиока в Японии (прим. пер. кстати, я недавно туда съездил и скоро допишу статью про этот уникальный детектор!).
Одной из проблем наблюдения за гравитационными волнами является локализация источника гравитационных волн. Это делается путем сравнения информации о времени прибытия гравитационной волны на разные детекторы. Из-за конечной скорости гравитационных волн (она равна скорости света), сигнал приходит на детекторы с задержкой, что позволяет триангулировать положение источника на небе.
С двумя детекторами ГВ может быть локализована на большой бананообразной области неба, но с добавлением третьего (или более) детектора (ов) точно значительно вырастает, как видно по размерам регионов, показанных на рисунке 4. Выделенные регионы показывают области, где могло произойти слияние: для двух детекторов это большие участки неба, но они значительно уменьшены с добавлением детектора Virgo для 2 последних ГВ на изображении, GW170817 и GW170814.
(Прим. пер. В будущем планируется строительство новых детекторов, таких как Cosmic Explorer и Einstein Telescope, о которых я писал ранее на хабре.)
Космические
Но почему ограничиваться только наземными детекторами? Что, если мы построим детектор в космосе?
Именно это и сделает планируемый первый космический детектор гравитационных волн, Космическая лазерная интерферометрическая антенна, LISA. LISA — это миссия, возглавляемая Европейским космическим агентством (ESA), при поддержке стран-членов ESA и NASA. Она будет состоять из трех спутников, с тем же типом интерферометра, как и детекторы LVK.
Естественно, строительство в космосе очень сложно, но и дает существенные преимущества. Длина плеча LISA составит 2,5 миллиона километров — почти в полмиллиона раз больше, чем у наземных детекторов. Это сделает LISA чувствительным к гравитационным волнам на гораздо меньших частотах, чем детекторы LVK, открывая окно для новых типов источников гравитационных волн, таких как двойные системы сверхмассивных черных дыр и двойные системы с экстремальным соотношением масс (EMRI), а также различные другие астрофизические источники. В LISA будет наблюдаться так много сигналов одновременно, что одной из ключевых проблем, над которой в настоящее время работают, является то, как разобраться со всеми этими сигналами и получить хоть какую-то полезную информацию.
Прим. пер. Помимо LISA, есть еще несколько подобных проектов: DECIGO, TianQin
Тайминг пульсаров
Пульсары — быстро вращающиеся нейтронные звезды, испускающие пучки радиоволн — являются одними из самых точных хронометров во Вселенной. Их невероятно предсказуемое и точное излучение сигналов, подобно маяку, делает пульсары ценным инструментом в изучении изменения структуры пространства-времени. Отслеживание периода вращения и сокращение орбиты вышеупомянутого двойного пульсара Халса-Тейлора привело к первым доказательствам существования гравитационных волн. Теперь астрономы отслеживают группу пульсаров, распределенных по всей галактике, чтобы увидеть, влияют ли проходящие гравитационные волны на их период вращения. Известные как Массивы для тайминга пульсаров (PTAs), эти наблюдения проводятся сотрудничеством астрономов с использованием ряда радиотелескопов по всему миру. Среди них выделяются NanoGrav, Международный массив тайминга пульсаров (IPTA), Индийский массив тайминга пульсаров (InPTA), и Европейский массив тайминга пульсаров (EPTA).
Иллюстрация, показывающая, как PTAs обнаруживают фон гравитационных волн. Графика Пранава Сатееша (Astrobites)
Вместо обнаружения отдельных событий гравитационных волн, таких как слияния компактных объектов, наблюдаемых наземными интерферометрами, PTAs могут выявить стохастический фон гравитационных волн всех этих событий, звучащих в унисон. Для этого NANOGrav более десятилетия отслеживал более 50 миллисекундных пульсаров (MSPs), раскиданных по Млечному Пути, используя телескоп Грин-Бэнк и обсерваторию Аресибо. Поскольку гравитационная волна изменяет наблюдаемиый период таких пульсаров, PTAs можно рассматривать как детекторы размером с галактику. Чтобы узнать больше о теории за PTAs и стохастическом фоне, ознакомьтесь с этим astrobite о важной статье в этой области.
Обнаружение фона гравитационных волн с помощью тайминга пульсаров требует многолетних наблюдений. NANOGrav сообщила о первых намеках на сигнал в анализе своего 12,5-летнего набора данных в 2021 году. Потребовалось еще два года, чтобы этот космический гул был подтвержден (с участием других коллабораций PTA) как было объявлено в июне 2023 года.
Пока еще сигнал не дотягивает до стандартного в науке уровня 5σ, поэтому мы говорим про источники сигнала с некоторой осторожностью. Наиболее вероятной причиной этого ГВ фона является коллективный гул множества сталкивающихся сверхмассивных черных дыр при столкновении галактик. Это наблюдение, если подтвердится, будет играть важное значение в теоретическом понимании космических процессов. Дело в том, что мы пока не понимаем, как именно происходит столкновение черных дыр в центре галактик. Когда галактики сталкиваются, звезды вышибаются из гравитационных полей черных дыр, притягивая их ближе друг к другу. Но это происходит только до тех пор, пока черные дыры не окажутся на расстоянии около одного парсека друг от друга, что немного больше расстояния между Солнцем и нашей ближайшей звездой. После этого не остается звезд, которые могут унести энергию, и нужен какой-то другой механизм, чтобы притянуть черные дыры ближе, на расстояние, где гравитационное излучение возьмет верх и завершит процесс столкновения. В противном случае они бы с радостью вращались вокруг друг друга вечно. Это известно как «проблема последнего парсека»; наблюдение за слияниями SMBH означает, что некий механизм играет промежуточную роль и оставляет больше вопросов для будущих наблюдений!
Другие методы
Первый когда-либо созданный детектор гравитационных волн мог поместиться на большом обеденном столе. Это был резонатор Вебера — буквально большой и тяжелый циллиндричейский кусок из металла , обычно из алюминия. Резонатор назван в честь его изобретателя, физика из Университета Мэриленда Джозефа Вебера. У этих болванок была точно настроенная резонансная частота около 1 килогерца. Резонаторы Вебера измеряли изменения в резонансной частое под действием гравитационных волн с использованием пьезоэлектрических датчиков. На практике огромное количество окружающих вибраций и теплового шума означали, что даже более современные тяжелые и охлажденные до низких температур детекторы в виде болванок так и не достигли чувствительности, необходимой для обнаружения гравитационных волн.
Есть другой уникальный способ попытаться обнаружить гравитационные волны как 'побочный продукт' — можно отправлять и получать радиоимпульсы от межпланетных космических аппаратов таких как Cassini (Сатурн) и Juno (Юпитер), и проверять, есть ли какие-либо отклонения от ожидаемого местоположения космического аппарата. Эти по сути действуют как интерферометр с одним плечом, что делает это точным способом измерения ГВ с помощью космических зондов во время их десятилетнего путешествия по Солнечной системе.
Другой косвенный способ обнаружения гравитационных волн — это мониторинг точной астометрии или позиций звезд в небесных каталогах, таких как Gaia. Учитывая точность этих каталогов, любые коррелированные возмущения в положении звезд на небе из-за гравитационных волн могут быть потенциально обнаружимы.
Взгляд в будущее
Как мы видим из этого Руководства, область гравитационно-волновая астрономя сделала огромный шаг за последние 50 лет и уже была удостоена двух Нобелевских премий (косвенное обнаружение в 1993 году и прямое обнаружение в 2017 году).
С недавним объявлением об обнаружении фона гравитационных волн мы находимся на заре захватывающей эры изучения гравитационных волн низких частот! На более высоком конце спектра детекторы LIGO-Virgo-KAGRA в настоящее время работают в рамках их совместного четвертого наблюдательного цикла O4, который начался в мае 2023 года, с улучшенной чувствительностью и множеством усовершенствований инструментов. Добавление LISA обеспечит новое окно для наблюдения новых источников гравитационных волн, отличных от тех, которые можно увидеть с помощью LVK, а дополнительные детекторы, нацеленные на другие источники гравитационных волн, могут многое рассказать нам о нашей Вселенной.
От космологии до гравитационного линзирования, от проверки Общей теории относительности до понимания свойств и происхождения каждого из источников, гравитационно-волновая астрономия открывает множество новых научных вопросов для исследования и понимания устройства нашей Вселенной как в первые моменты ее существования, так и в событиях, происходящих в настоящее время.
От переводчика:
Другие мои статьи про космос на хабре:
В канале «Гомеостатическая Вселенная» я травлю байки про свою научную жизнь, делюсь особо интересными новостями и кидаюсь противоречивыми мнениями про науку, подключайтесь!
