Подвійні системи двох масивних об’єктів, що обертаються одне навколо одного, важливе джерело для гравітаційно-хвильової астрономії. Система випромінює гравітаційні хвилі під час обертання, які зменшують тензор напружень енергії-імпульсу[en], спричинюючи зменшення орбіти.[1][2] Тут показана подвійна система білих карликів, важливе джерело для космічних детекторів, як eLISA. Можливе злиття білих карликів може привести до наднової, представлене вибухом на третьому малюнку.
Гравітаційні хвилі мають теоретичну базу, засновану на теорії відносності. Вони були вперше передбачені Ейнштейном1916 року; навіть хоча вони лише конкретний наслідок загальної теорії відносності, та вони є спільною рисою всіх теорій гравітації, які підкоряються спеціальній теорії відносності.[3] Непрямі дані підтвердження їх існування вперше з’явилися 1974 року з вимірювань подвійної зоряної системи Галса-Тейлора PSR B1913+16, чия орбіта змінюється саме так, як і слід було очікувати у випадку випромінювання гравітаційних хвиль.[4]Рассел Галс і Джозеф Тейлор були нагороджені 1993 року Нобелівською премією з фізики за це відкриття.[5] Згодом спостерігалося багато пульсарів у подвійних системах (включаючи одну систему подвійних пульсарівPSR J0737−3039), і поведінка їх усіх узгоджувалася з передбаченою теорією гравітаційних хвиль.[6]
Звичайні частоти гравітаційних хвиль дуже низькі і тому їх набагато важче виявити, у той час як хвилі з вищими частотами трапляються під час драматичніших подій, і, таким чином, вони стали першими спостережуваними хвилями.
Високочастотні
У 2015-2016 роках, проект LIGO був першим, в якому безпосередньо спостерігалися гравітаційні хвилі за допомогою лазерних інтерферометрів.[11][12] Детектори LIGO спостерігали гравітаційні хвилі від злиття двох чорних дір зоряної маси, що узгоджувалися з передбаченнями загальної теорії відносності. Ці спостереження показали існування подвійних систем чорних дір зоряної маси, і стали першим прямим виявленням гравітаційних хвиль і першим спостереженням процесу злиття подвійної системи чорних дір.[13] Це відкриття було охарактеризоване як революційне для науки через перевірку нашої здатності використовувати гравітаційно-хвильову астрономію для прогресу в нашому пошуку і дослідженні темної матерії і Великого вибуху.
Гравітаційні хвилі забезпечують доповнювальну інформацію до тієї, яка отримана іншими засобами. Комбінуючи спостереження однієї події з використанням різних засобів, можна отримати більш повне уявлення про властивості джерела. Це відоме як багато-передавачна астрономія. Гравітаційні хвилі також можна використовувати для спостереження систем, які є невидимими (або які майже неможливо виявити), щоб виміряти їх будь-якими іншими засобами, наприклад, вони забезпечують унікальний метод вимірювання властивостей чорних дір.
Гравітаційні хвилі можуть випромінюватися багатьма системами, але, для того, щоб створити сигнал, який можна виявити, джерело має складатися з дуже масивних об'єктів, що рухаються із швидкістю, близькою до швидкості світла. Основним джерелом є подвійні системи з двох компактних об'єктів. Приклади таких систем:
Компактні подвійні системи, що складаються з двох об'єктів зоряних мас, що обертаються близько один до одного, такі як білі карлики, нейтронні зорі або чорні діри. Ширші подвійні системи, які мають нижчі орбітальні частоти, є джерелом для детекторів, таких як LISA.[19][20] Ближчі подвійні системи формують сигнал для наземних детекторів, таких як LIGO.[21] Наземні детектори потенційно можуть виявити подвійні системи, що містять чорну діру середньої маси або кілька сотень сонячних мас.[22][23]
Подвійні системи надмасивних чорних дір, що складаються з двох чорних дір з масами 105–109мас Сонця. Надмасивні чорні діри перебувають у центрах галактик. Коли галактики зливаються, то очікується, що їхні центральні надмасивні чорні діри теж зливаються.[24] Вони є потенційно найгучнішими гравітаційно-хвильовими сигналами. Наймасивніші подвійні системи є джерелом для масивів пульсацій пульсарів.[25] Менш масивні подвійні системи (близько мільйона мас Сонця) є джерелом для космічних детекторів, таких як LISA.[26]
Системи екстремального масового співвідношення компактного об'єкта зоряної маси, що обертається навколо надмасивної чорної діри. Вони є джерелами для детекторів, таких як LISA.[26] Системи з високим ексцентриситетом орбіти створюють вибух гравітаційного випромінювання, оскільки вони проходять через перицентр;[27] Системи з майже круговими орбітами, які, як очікується, будуть спостерігатися в кінці орбітального зближення, випромінюють неперервний спектр у межах смуги частот детектора LISA.[28] Орбітальне зближення екстремального масового співвідношення можна спостерігати на прикладі багатьох орбіт. Це робить їх чудовими зондами фонової геометрії простору-часу, що дозволяють виконати точні випробування загальної теорії відносності.[29]
На додачу до подвійних систем, є й інші потенційні джерела:
Наднові генерують високочастотні сплески гравітаційних хвиль, які можуть бути виявлені за допомогою LIGO або Virgo.[30]
Нейтронні зірки, що обертаються, є джерелом безперервних високочастотних хвиль, якщо вони мають осьову асиметрію.[31][32]
Космічні струни, якщо вони існують, також можуть випромінювати гравітаційне випромінювання.[34] Виявлення таких гравітаційних хвиль підтвердить існування космічних струн.
Гравітаційні хвилі слабо взаємодіють з речовиною. Це причина, чому їх важко виявити. Це також означає, що вони можуть вільно подорожувати по Всесвіту, а не бути поглинутими або розсіяними подібно до електромагнітного випромінювання. Таким чином, можна побачити центр щільних систем, як осердя наднової, або Галактичного Центру. Крім того, можна бачити більш далекі події в минулому, ніж використовуючи електромагнітне випромінювання, як ранній Всесвіт був непрозорим до світла перед рекомбінацією, але прозорим для гравітаційних хвиль.
Здатність гравітаційних хвиль вільно проходити крізь речовину також означає, що гравітаційно-хвильовий детектори, на відміну від звичайних телескопів, не обмежені полем зору, а спостерігають все небо. Однак детектори чутливіші у деяких напрямках, ніж інших, що є однією з причин, чому вигідно мати мережу детекторів.[35]
Під час космічної інфляції
Космічна інфляція, гіпотетичний період, коли Всесвіт швидко розширювався під час 10−36 секунди після того, як стався Великий вибух, дав би підвищення гравітаційних хвиль; вони б залишили характерний слід у поляризаціїреліктового випромінювання.[36][37] Можна розрахувати властивості первинних гравітаційних хвиль за вимірюваннями мікрохвильового випромінювання, і використовувати це, щоб дізнатися про ранній Всесвіт. Знову ж таки, гравітаційні хвилі безпосередньо не виявлені, але їх наявність має бути виведена з інших астрономічних методів.
Розвиток
Як молода галузь досліджень, гравітаційно-хвильова астрономія перебуває в стадії розвитку; проте, існує консенсус в рамках астрофізичної спільноти, що ця галузь буде продовжувати розвиватися, щоб стати визнаною компонентою багато-передавачної астрономії 21-го століття. Гравітаційно-хвильові спостереження доповнюють спостереження електромагнітного спектру.[38][39] Ці хвилі також обіцяють дати інформацію, яку не можливо отримати за допомогою виявлення та аналізу електромагнітних хвиль. Електромагнітні хвилі можуть поглинатися і повторно випромінюватися, що ускладнює процес отримання інформації про джерело. Гравітаційні хвилі, тим не менше, тільки слабо взаємодіють з речовиною, а це означає, що вони не розсіюються або поглинаються. Це повинно дозволити астрономам побачити новими способами центр наднової, зіркових туманностей, і навіть зіткнення галактичних ядер.
Наземні детектори дають нову інформацію про фазу орбітального зближення і злиття подвійних чорних зір зоряної маси, і про подвійні системи, що складаються з однієї такої чорної діри та нейтронної зорі (що також мали б викликати гамма-сплески). Вони також можуть виявити сигнали від колапсу ядра наднової і від періодичних джерел, таких як пульсари з малими деформаціями. Якщо гіпотеза про деякі види фазових переходів або завихрені сплески з довгих космічних струн у дуже ранньому Всесвіті (в космічному часі близько 10−25 секунди) правдива, їх також можна буде виявити.[40] Космічні детектори, такі, як LISA, мають виявляти об'єкти, такі як подвійні системи двох білих карликів і зір типу AM Гончих Псів (де відбувається акреція бідної на гідроген речовини з компактної маломасивної гелієвої зорі на білий карлик), а також спостерігати за злиттям надмасивних чорних дір і орбітальним зближенням невеликих об'єктів (між одним і тисячами сонячних мас) в такі чорні діри. LISA також повинна мати можливість слухати той же вид джерел з раннього Всесвіту, як наземні детектори, але на нижчих частотах і зі значно більшою чутливістю.[41]
Виявлення емітованих гравітаційних хвиль є важким завданням. Воно включає в себе ультрастабільні високоякісні лазери і детектори відкалібровані з чутливістю щонайменше 2·10−22 Hz-1/2, як показано на наземному детекторі, GEO600.[42] Крім того, було запропоновано, що навіть з великих астрономічних подій, таких як вибухи наднових, ці хвилі можуть зменшитись до надзвичайно малих вібрацій розміром з діаметр атома[43]
↑Sesana, A. (22 травня 2013). Systematic investigation of the expected gravitational wave signal from supermassive black hole binaries in the pulsar timing band. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 433 (1): L1—L5. arXiv:1211.5375. Bibcode:2013MNRAS.433L...1S. doi:10.1093/mnrasl/slt034.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
↑Sesana, A.; Vecchio, A.; Colacino, C. N. (11 жовтня 2008). The stochastic gravitational-wave background from massive black hole binary systems: implications for observations with Pulsar Timing Arrays. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 390 (1): 192—209. arXiv:0804.4476. Bibcode:2008MNRAS.390..192S. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13682.x.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
↑Berry, C. P. L.; Gair, J. R. (12 грудня 2012). Observing the Galaxy's massive black hole with gravitational wave bursts. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 429 (1): 589—612. arXiv:1210.2778. Bibcode:2013MNRAS.429..589B. doi:10.1093/mnras/sts360.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
↑Amaro-Seoane, Pau; Gair, Jonathan R; Freitag, Marc; Miller, M Coleman; Mandel, Ilya; Cutler, Curt J; Babak, Stanislav (7 вересня 2007). Intermediate and extreme mass-ratio inspirals—astrophysics, science applications and detection using LISA. Classical and Quantum Gravity. 24 (17): R113—R169. arXiv:astro-ph/0703495. Bibcode:2007CQGra..24R.113A. doi:10.1088/0264-9381/24/17/R01.
↑Gair, Jonathan; Vallisneri, Michele; Larson, Shane L.; Baker, John G. (2013). Testing General Relativity with Low-Frequency, Space-Based Gravitational-Wave Detectors. Living Reviews in Relativity. 16: 7. arXiv:1212.5575. Bibcode:2013LRR....16....7G. doi:10.12942/lrr-2013-7.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
Cutler, Curt; Thorne, Kip S. (2002), An overview of gravitational-wave sources, у Bishop, Nigel; Maharaj, Sunil D. (ред.), Proceedings of 16th International Conference on General Relativity and Gravitation (GR16), World Scientific, с. 4090, arXiv:gr-qc/0204090, Bibcode:2002gr.qc.....4090C, ISBN981-238-171-6