Pierwsza obserwacja fal grawitacyjnych - First observation of gravitational waves

GW150914

Pomiar LIGO fal grawitacyjnych na detektorach Livingston (po prawej) i Hanford (po lewej), w porównaniu z przewidywanymi wartościami teoretycznymi
Dystans	410+160 −180 Mpc
Przesunięcie ku czerwieni	0,0930,030 -0,036
Całkowita wydajność energetyczna	3.0+0,5 −0,5 M ☉ x C 2
Inne oznaczenia	GW150914
Powiązane multimedia na Wikimedia Commons
[ edytuj na Wikidanych ]

Pierwsza bezpośrednia obserwacja fal grawitacyjnych został złożony w dniu 14 września 2015 roku i została ogłoszona przez Ligo i Virgo współpracy w dniu 11 lutego 2016. Wcześniej, fale grawitacyjne było wnioskować tylko pośrednio, poprzez ich wpływ na terminy pulsarów w binarnych gwiezdnych systemów. Fali , wykryta za pomocą zarówno obserwacyjnych liGo, dopasowane przewidywania ogólnym wzgl do grawitacyjnego fali wysyłanego od wewnątrz spirali i połączenia z parą czarnych dziur o około 36 i 29 masy słonecznych i późniejsze „ringdown” jednolitych otrzymaną czarną otwór. Sygnał o nazwie GW150914 (od " G ravitational W ave" i czasu obserwacji 20 15 - 09 - 14 ). Była to również pierwsza obserwacja łączenia się podwójnych czarnych dziur, pokazująca zarówno istnienie układów podwójnych czarnych dziur o masach gwiazdowych , jak i fakt, że takie połączenia mogą wystąpić w obecnym wieku Wszechświata .

Ta pierwsza bezpośrednia obserwacja została ogłoszona na całym świecie jako niezwykłe osiągnięcie z wielu powodów. Wysiłki zmierzające do bezpośredniego udowodnienia istnienia takich fal trwały od ponad pięćdziesięciu lat, a fale są tak małe, że sam Albert Einstein wątpił, czy kiedykolwiek można je wykryć. Fale wyemitowane przez kataklizmiczną fuzję GW150914 dotarły do ​​Ziemi jako fala w czasoprzestrzeni, która zmieniła długość ramienia LIGO o długości 4 km o jedną tysięczną szerokości protonu , proporcjonalnie do zmiany odległości do najbliższej gwiazdy poza Słońcem System o jedną szerokość włosa. Energia uwalniana przez układ binarny podczas spirali i łączenia się była ogromna, z energią3.0+0,5
−0,5 c ² masy słoneczne (5,3+0,9
−0,8× 10 ⁴⁷ dżuli lub5300+900
-800 wrogów ) w sumie wypromieniowane jako fale grawitacyjne, osiągając szczytowe tempo emisji w ostatnich kilku milisekundach około3,6+0,5
−0,4× 10 ⁴⁹ watów – poziom większy niż łączna moc całego światła emitowanego przez wszystkie gwiazdy w obserwowalnym wszechświecie .

Obserwacja potwierdza ostatnie pozostające bezpośrednio niewykryte przewidywania ogólnej teorii względności i potwierdzają jej przewidywania dotyczące zniekształcenia czasoprzestrzeni w kontekście wielkoskalowych zdarzeń kosmicznych (znanych jako testy silnego pola ). Został również ogłoszony jako inauguracja nowej ery astronomii fal grawitacyjnych , która umożliwi obserwacje gwałtownych wydarzeń astrofizycznych, które wcześniej nie były możliwe i potencjalnie umożliwi bezpośrednią obserwację najwcześniejszej historii wszechświata . 15 czerwca 2016 r. ogłoszono kolejne dwie detekcje fal grawitacyjnych, dokonane pod koniec 2015 r. W 2017 roku dokonano ośmiu kolejnych obserwacji , w tym GW170817 , pierwszego zaobserwowanego połączenia podwójnych gwiazd neutronowych , które zaobserwowano również w promieniowaniu elektromagnetycznym .

Fale grawitacyjne

Odtwórz multimedia

Symulacja wideo pokazująca wypaczenie czasoprzestrzeni i fal grawitacyjnych wytworzonych podczas końcowego inspirowania, łączenia i pierścieniowania układu podwójnego czarnej dziury GW150914.

Albert Einstein pierwotnie przewidział istnienie fal grawitacyjnych w 1916 roku, opierając się na swojej ogólnej teorii względności . Ogólna teoria względności interpretuje grawitację jako konsekwencję zniekształceń czasoprzestrzeni spowodowanych masą . Dlatego Einstein przewidział również, że wydarzenia w kosmosie spowodują „fale” w czasoprzestrzeni – zniekształcenia samej czasoprzestrzeni – które rozprzestrzenią się na zewnątrz, chociaż byłyby tak maleńkie, że byłyby prawie niemożliwe do wykrycia przez jakąkolwiek przewidzianą technologię. w tym czasie. Przewidywano również, że obiekty poruszające się po orbicie będą z tego powodu tracić energię (konsekwencja prawa zachowania energii ), gdyż część energii będzie oddawana w postaci fal grawitacyjnych, choć we wszystkich, z wyjątkiem większości skrajne przypadki.

Jednym z przypadków, w których fale grawitacyjne byłyby najsilniejsze, są końcowe momenty łączenia się dwóch zwartych obiektów, takich jak gwiazdy neutronowe lub czarne dziury . Na przestrzeni milionów lat podwójne gwiazdy neutronowe i podwójne czarne dziury tracą energię, głównie poprzez fale grawitacyjne, w wyniku czego krążą ku sobie. Na samym końcu tego procesu oba obiekty osiągną ekstremalne prędkości, a w ostatnim ułamku sekundy ich połączenia znaczna część ich masy zostałaby teoretycznie przekształcona w energię grawitacyjną i podróżowałaby na zewnątrz jako fale grawitacyjne, umożliwiając większa niż zwykle szansa na wykrycie. Ponieważ jednak niewiele było wiadomo na temat liczby zwartych układów binarnych we wszechświecie, a osiągnięcie tego końcowego etapu może być bardzo powolne, nie było pewności, jak często takie zdarzenia mogą się zdarzyć.

Obserwacja

Odtwórz multimedia

Symulacja komputerowa w zwolnionym tempie układu podwójnego czarnej dziury GW150914 widzianego przez pobliskiego obserwatora podczas 0,33 s od jego ostatecznego wdechu, połączenia i pierścienia. Pole gwiazd za czarnymi dziurami jest mocno zniekształcone i wydaje się, że obraca się i porusza, z powodu ekstremalnego soczewkowania grawitacyjnego , ponieważ sama czasoprzestrzeń jest zniekształcona i ciągnięta przez obracające się czarne dziury.

Fale grawitacyjne można wykrywać pośrednio – obserwując zjawiska na niebie wywołane falami grawitacyjnymi – lub bardziej bezpośrednio za pomocą instrumentów takich jak ziemski LIGO lub planowany kosmiczny instrument LISA .

Obserwacja pośrednia

Dowody fal grawitacyjnych zostały po raz pierwszy wydedukowane w 1974 roku na podstawie ruchu układu podwójnych gwiazd neutronowych PSR B1913+16 , w którym jedną z gwiazd jest pulsar, który podczas rotacji emituje impulsy elektromagnetyczne o częstotliwościach radiowych w precyzyjnych, regularnych odstępach czasu. Russell Hulse i Joseph Taylor , którzy odkryli gwiazdy, wykazali również, że z biegiem czasu częstotliwość impulsów ulegała skróceniu, a gwiazdy stopniowo zbliżały się do siebie spiralnie z utratą energii, która ściśle zgadzała się z przewidywaną energią promieniowaną grawitacyjnie. fale. Dla tej pracy, Hulse i Taylor otrzymali Nagrodę Nobla w dziedzinie fizyki w 1993 roku dalsze obserwacje tego pulsara i innych w wielu systemach (takich jak podwójnego pulsara systemu PSR J0737-3039 ) zgadzają się również z ogólnej teorii względności z wysoką precyzją.

Bezpośrednia obserwacja

Północne ramię obserwatorium fal grawitacyjnych LIGO Hanford .

Bezpośrednia obserwacja fal grawitacyjnych nie była możliwa przez wiele dziesięcioleci po ich przewidzeniu ze względu na maleńki efekt, który musiałby zostać wykryty i oddzielony od tła wibracji obecnych wszędzie na Ziemi. Technikę zwaną interferometrią zasugerowano w latach 60. XX wieku i ostatecznie technologia rozwinęła się na tyle, aby ta technika stała się wykonalna.

W obecnym podejściu stosowanym przez LIGO wiązka lasera jest dzielona, ​​a dwie połówki są ponownie łączone po przebyciu różnych ścieżek. Zmiany długości ścieżek lub czasu potrzebnego na osiągnięcie przez dwie rozdzielone wiązki fal grawitacyjnych do punktu, w którym się łączą, są ujawniane jako „ uderzenia ”. Taka technika jest niezwykle wrażliwa na drobne zmiany w odległości lub czasie potrzebnym na pokonanie dwóch ścieżek. Teoretycznie interferometr z ramionami o długości około 4 km byłby w stanie ujawnić zmianę czasoprzestrzeni – maleńki ułamek wielkości pojedynczego protonu – jako falę grawitacyjną o wystarczającej sile przechodzącą przez Ziemię z innego miejsca. Efekt ten byłby dostrzegalny tylko dla innych interferometrów o podobnej wielkości, takich jak Virgo , GEO 600 oraz planowane detektory KAGRA i INDIGO . W praktyce potrzebne byłyby co najmniej dwa interferometry, ponieważ każda fala grawitacyjna byłaby wykryta na obu z nich, ale inne rodzaje zakłóceń generalnie nie byłyby obecne w obu. Ta technika pozwala odróżnić poszukiwany sygnał od szumu . Projekt ten został ostatecznie założony w 1992 roku jako Obserwatorium Laserowego Interferometru Fal Grawitacyjnych (LIGO) . Oryginalne instrumenty zostały zmodernizowane w latach 2010-2015 (do Advanced LIGO), co dało około 10-krotny wzrost ich pierwotnej czułości.

LIGO obsługuje jednocześnie dwa obserwatoria fal grawitacyjnych , oddalone od siebie o 3002 km (1865 mil): LIGO Livingston Observatory ( 30°33′46,42″N 90°46′27,27″W / 30.5628944°N 90.7742417°W / 30.5628944; -90,7742417 ) w Livingston w stanie Luizjana oraz LIGO Hanford Observatory, na DOE Hanford Site ( 46°27′18.52″N 119°24′27.56″W / 46,4551444°N 119,4076556°W / 46.4551444; -119.4076556 ) w pobliżu Richland w stanie Waszyngton . Niewielkie przesunięcia w długości ich ramion są nieustannie porównywane, a znaczące wzorce, które wydają się powstawać synchronicznie, są śledzone w celu ustalenia, czy fala grawitacyjna mogła zostać wykryta, czy też była odpowiedzialna za to jakaś inna przyczyna.

Wstępne operacje LIGO w latach 2002-2010 nie wykryły żadnych statystycznie istotnych zdarzeń, które można by potwierdzić jako fale grawitacyjne. Następnie nastąpiła wieloletnia przerwa, podczas gdy detektory zostały zastąpione znacznie ulepszonymi wersjami „Advanced LIGO”. W lutym 2015 r. dwa zaawansowane detektory zostały wprowadzone w tryb inżynieryjny, w którym przyrządy działają w pełni w celu testowania i potwierdzania ich prawidłowego działania przed użyciem do badań, a formalne obserwacje naukowe mają się rozpocząć 18 września 2015 r.

W trakcie opracowywania i wstępnych obserwacji LIGO wprowadzono kilka „ślepych zastrzyków” fałszywych sygnałów fal grawitacyjnych, aby przetestować zdolność naukowców do identyfikacji takich sygnałów. Aby chronić skuteczność zastrzyków na ślepo, tylko czterech naukowców LIGO wiedziało, kiedy takie zastrzyki miały miejsce, a informacje te zostały ujawnione dopiero po dokładnej analizie sygnału przez naukowców. 14 września 2015 r., gdy LIGO działał w trybie inżynieryjnym, ale bez żadnych ślepych wstrzyknięć danych, urządzenie zgłosiło możliwość wykrycia fal grawitacyjnych. Wykrytemu zdarzeniu nadano nazwę GW150914.

Wydarzenie GW150914

Wykrywanie zdarzeń

GW150914 został wykryty przez detektory LIGO w Hanford w stanie Waszyngton i Livingston w stanie Luizjana w USA o godzinie 09:50:45 UTC w dniu 14 września 2015 r. Detektory LIGO działały w „trybie inżynieryjnym”, co oznacza, że ​​działały w pełni, ale nie rozpoczęły jeszcze formalnej fazy „badań” (która miała rozpocząć się trzy dni później, 18 września), więc początkowo pojawiło się pytanie, czy sygnały były rzeczywistymi detekcjami, czy też symulowanymi danymi do celów testowych, zanim ustalono, że to nie były testy.

Sygnał ćwierkający trwał ponad 0,2 sekundy, a jego częstotliwość i amplituda wzrastała w około 8 cyklach od 35 Hz do 250 Hz. Sygnał jest w zakresie słyszalnym i został opisany jako przypominający „ćwierkanie” ptaka ; Astrofizycy i inne zainteresowane strony na całym świecie podekscytowane imitowały sygnał w mediach społecznościowych na ogłoszenie odkrycia. (Częstotliwość wzrasta, ponieważ każda orbita jest zauważalnie szybsza niż poprzednia w ostatnich chwilach przed połączeniem).

Wyzwalacz wskazujący na możliwą detekcję został zgłoszony w ciągu trzech minut od pozyskania sygnału przy użyciu szybkich („online”) metod wyszukiwania, które zapewniają szybką, wstępną analizę danych z detektorów. Po pierwszym automatycznym alarmie o 09:54 UTC, sekwencja wewnętrznych e-maili potwierdziła, że ​​nie wykonano żadnych zaplanowanych ani nieplanowanych wstrzyknięć, a dane wyglądały na czyste. Następnie reszta współpracującego zespołu została szybko poinformowana o próbnym wykryciu i jego parametrach.

Bardziej szczegółowa analiza statystyczna sygnału i 16 dni otaczających danych od 12 września do 20 października 2015 r. wykazała, że ​​GW150914 jest rzeczywistym zdarzeniem, o szacowanej istotności co najmniej 5,1 sigma lub poziomie ufności 99,99994%. Odpowiednie szczyty fal zaobserwowano w Livingston na siedem milisekund przed przybyciem do Hanford. Fale grawitacyjne rozchodzą się z prędkością światła , a rozbieżność jest zgodna z czasem podróży światła między tymi dwoma miejscami. Fale poruszały się z prędkością światła przez ponad miliard lat.

W czasie wydarzenia detektor fal grawitacyjnych Virgo (niedaleko Pizy we Włoszech) był wyłączony i przechodził modernizację; gdyby był online, prawdopodobnie byłby wystarczająco czuły, aby wykryć również sygnał, co znacznie poprawiłoby pozycjonowanie zdarzenia. GEO600 (niedaleko Hanoweru , Niemcy) nie był wystarczająco czuły, aby wykryć sygnał. W konsekwencji żaden z tych detektorów nie był w stanie potwierdzić sygnału mierzonego przez detektory LIGO.

Pochodzenie astrofizyczne

Symulacja łączenia czarnych dziur promieniujących falami grawitacyjnymi

Impreza się w odległości jasności z440+160
−180 megaparseki (określane przez amplitudę sygnału), lub1,4 ± : 0,6 mld lat świetlnych , co odpowiada kosmologicznej przesunięcie ku czerwieni w0,0930,030
-0,036(90% wiarygodnych przedziałów ). Analiza sygnału wraz z wnioskowanym przesunięciem ku czerwieni sugerowała, że ​​powstał on w wyniku połączenia dwóch czarnych dziur o masach35+5
-3 razy i 30+3
−4razy masa Słońca (w ramce źródłowej), w wyniku czego powstała po fuzji czarna dziura o62+4
-3masy słoneczne. Masa energii brakującej3,0 ± 0,5 mas Słońca zostało wypromieniowane w postaci fal grawitacyjnych.

Podczas ostatnich 20 milisekund połączenia moc wypromieniowanych fal grawitacyjnych osiągnęła szczyt około 3,6 × 10 ⁴⁹  watów lub 526 dBm – 50 razy większa niż łączna moc całego światła emitowanego przez wszystkie gwiazdy w obserwowalnym wszechświecie .

W ciągu 0,2 sekundy trwania wykrywalnego sygnału względna prędkość styczna (orbitacji) czarnych dziur wzrosła z 30% do 60% prędkości światła . Częstotliwość orbitalna 75 Hz (połowa częstotliwości fali grawitacyjnej) oznacza, że ​​w momencie połączenia obiekty krążyły wokół siebie w odległości zaledwie 350 km. Zmiany fazy w polaryzacji sygnału pozwoliły na obliczenie częstotliwości orbitalnej obiektów, a wraz z amplitudą i wzorem sygnału pozwoliły na obliczenie ich mas, a tym samym ich ekstremalnych prędkości końcowych i separacji orbitalnej (odległości) podczas łączenia. Informacje te wskazywały, że obiekty musiały być czarnymi dziurami, ponieważ każdy inny rodzaj znanych obiektów o takich masach byłby fizycznie większy i dlatego przed tym punktem połączyłby się lub nie osiągnąłby takich prędkości na tak małej orbicie. Najwyższa zaobserwowana masa gwiazdy neutronowej to dwie masy Słońca, z konserwatywną górną granicą masy stabilnej gwiazdy neutronowej o masie trzech mas Słońca, tak że para gwiazd neutronowych nie miałaby wystarczającej masy, aby uwzględnić połączenie (chyba że egzotyczne istnieją alternatywy, na przykład gwiazdy bozonowe ), podczas gdy para czarna dziura- gwiazda neutronowa połączyłaby się wcześniej, co dałoby końcową częstotliwość orbitalną, która nie byłaby tak wysoka.

Zanik fali po osiągnięciu szczytu był zgodny z tłumionymi oscylacjami czarnej dziury, gdy odprężała się do ostatecznej połączonej konfiguracji. Chociaż ruch wdechowy zwartych układów podwójnych można dobrze opisać na podstawie obliczeń postnewtonowskich , etap silnego łączenia pola grawitacyjnego można rozwiązać jedynie w pełnej ogólności za pomocą wielkoskalowych numerycznych symulacji względności .

W ulepszonym modelu i analizie stwierdzono, że obiekt po połączeniu jest obracającą się czarną dziurą Kerra z parametrem spinu równym0,680,05
-0,06, czyli taki, którego masa wynosi 2/3 maksymalnego możliwego momentu pędu .

Dwie gwiazdy, które utworzyły dwie czarne dziury, powstały prawdopodobnie około 2 miliardy lat po Wielkim Wybuchu, o masach od 40 do 100 mas Słońca .

Lokalizacja na niebie

Instrumenty fal grawitacyjnych to monitory całego nieba o niewielkiej zdolności do przestrzennego rozdzielania sygnałów. Potrzebna jest sieć takich instrumentów, aby zlokalizować źródło na niebie poprzez triangulację . Mając tylko dwa instrumenty LIGO w trybie obserwacyjnym, lokalizacja źródła GW150914 mogła być ograniczona jedynie do łuku na niebie. Dokonano tego poprzez analizę6,9+0,5
−0,4ms opóźnienia czasowego, wraz z spójnością amplitudy i fazy w obu detektorach. Analiza ta dała wiarygodny region 150 stopni ² z prawdopodobieństwem 50% lub 610 stopni ² z prawdopodobieństwem 90%, zlokalizowany głównie na południowej półkuli niebieskiej , w kierunku (ale znacznie dalej) Obłoków Magellana .

Dla porównania powierzchnia konstelacji Oriona wynosi 594 st . ² .

Zbieżna obserwacja promieniowania gamma

Fermiego promieniowania gamma przestrzeni teleskopowa podaje, że rozbłysk gamma monitora (GBM) instrumentu wykryto słabą gamma rozerwanie powyżej 50 keV, począwszy od 0,4 sekundy po zdarzeniu LIGO i pozycyjną niepewności obszarze nakładania się na siebie obserwacji LIGO. Zespół Fermi obliczył prawdopodobieństwo, że takie zdarzenie będzie wynikiem zbiegu okoliczności lub hałasu na 0,22%. Jednak rozbłysk gamma nie był spodziewany, a obserwacje z instrumentu SPI-ACS obejmującego całe niebo w teleskopie INTEGRAL wykazały, że jakakolwiek emisja energii w promieniach gamma i twardych promieniach rentgenowskich z tego zdarzenia była mniejsza niż jedna milionowa wyemitowanej energii. jako fale grawitacyjne, co „wyklucza możliwość, że zdarzeniu towarzyszy znaczne promieniowanie gamma skierowane w stronę obserwatora”. Gdyby sygnał obserwowany przez Fermi GBM był rzeczywiście astrofizyczny, INTEGRAL wskazywałby na wyraźną detekcję przy istotności 15 sigma powyżej promieniowania tła. AGILE przestrzeń teleskop również nie wykryć odpowiednik gamma zdarzenia.

Analiza uzupełniająca przeprowadzona przez niezależną grupę, opublikowana w czerwcu 2016 r., opracowała inne podejście statystyczne do oszacowania widma przejściowego promieniowania gamma. Stwierdzono, że dane Fermi GBM nie wykazały dowodów na rozbłysk gamma i były albo promieniowaniem tła, albo przejściowym albedo Ziemi w 1-sekundowej skali czasu. Jednak obalenie tej uzupełniającej analizy wykazało, że niezależna grupa błędnie przedstawiła analizę oryginalnego artykułu Fermi GBM Team, a zatem błędnie zinterpretowała wyniki oryginalnej analizy. Obalenie potwierdziło, że prawdopodobieństwo fałszywej koincydencji jest obliczane empirycznie i nie jest obalane przez niezależną analizę.

Fuzje czarnych dziur typu, o którym sądzi się, że wytworzyły falę grawitacyjną, nie powinny powodować rozbłysków gamma, ponieważ nie oczekuje się, że układy podwójne czarnych dziur o masach gwiazdowych będą miały duże ilości orbitującej materii. Avi Loeb wysunął teorię, że jeśli masywna gwiazda gwałtownie się obraca, siła odśrodkowa wytworzona podczas jej kolapsu doprowadzi do powstania obracającego się pręta, który rozpada się na dwie gęste skupiska materii o konfiguracji hantli, która staje się podwójną czarną dziurą, a przy koniec zapadania się gwiazdy wyzwala rozbłysk gamma. Loeb sugeruje, że opóźnienie 0,4 sekundy to czas, w którym rozbłysk gamma przebył gwiazdę w stosunku do fal grawitacyjnych.

Inne obserwacje uzupełniające

Zrekonstruowany obszar źródłowy był celem dalszych obserwacji obejmujących długości fal radiowych , optycznych , bliskiej podczerwieni , promieniowania rentgenowskiego i promieniowania gamma wraz z poszukiwaniami neutrin zbieżnych . Ponieważ jednak LIGO nie rozpoczęło jeszcze badań naukowych, powiadomienie innych teleskopów zostało opóźnione.

ANTARES teleskop nie wykryto kandydatów neutrinowe granicach ± 500 sekund GW150914. IceCube Neutrino Monitorowania wykryto trzy kandydatów neutrinowe granicach ± 500 sekund GW150914. Jedno zdarzenie znaleziono na niebie południowym, a dwa na niebie północnym. Było to zgodne z oczekiwanymi poziomami wykrywania tła. Żaden z kandydatów nie był zgodny z 90% obszarem zaufania w przypadku połączenia. Chociaż nie wykryto neutrin, brak takich obserwacji stanowił ograniczenie emisji neutrin z tego typu zdarzenia fali grawitacyjnej.

Obserwacje przez Swift Gamma-Ray Burst Mission pobliskich galaktyk w rejonie wykrycia, dwa dni po zdarzeniu, nie wykryły żadnych nowych źródeł promieniowania rentgenowskiego, optycznego ani ultrafioletowego.

Zapowiedź

Ogłoszenie GW150914 –

kliknij, aby uzyskać dostęp

Informacja o wykryciu została ogłoszona 11 lutego 2016 r. na konferencji prasowej w Waszyngtonie przez Davida Reitze , dyrektora wykonawczego LIGO, z panelem składającym się z Gabrieli González , Rainera Weissa i Kipa Thorne z LIGO oraz Francji A. Córdova , dyrektor NSF . Barry Barish wygłosił pierwszą prezentację na temat tego odkrycia przed publicznością naukową jednocześnie z publicznym ogłoszeniem.

Wstępne ogłoszenie zostało opublikowane podczas konferencji prasowej w „ Physical Review Letters” , a kolejne artykuły zostały opublikowane wkrótce po tym, albo były natychmiast dostępne w formie preprintu .

Nagrody i uznanie

W maju 2016 pełna współpraca, a w szczególności Ronald Drever , Kip Thorne i Rainer Weiss , otrzymali Nagrodę Specjalną Przełomu w dziedzinie Fizyki Podstawowej za obserwacje fal grawitacyjnych. Drever, Thorne, Weiss i zespół badawczy LIGO również otrzymali nagrodę Grubera w dziedzinie kosmologii . Drever, Thorne i Weiss otrzymali również nagrodę Shawa 2016 w dziedzinie astronomii oraz nagrodę Kavli 2016 w dziedzinie astrofizyki. Barish otrzymał nagrodę Enrico Fermi 2016 od Włoskiego Towarzystwa Fizycznego (Società Italiana di Fisica). W styczniu 2017 r. rzeczniczka LIGO Gabriela González i zespół LIGO otrzymali nagrodę Bruno Rossi 2017 .

Nagrodę Nobla w dziedzinie fizyki 2017 otrzymali Rainer Weiss, Barry Barish i Kip Thorne „za decydujący wkład w detektor LIGO i obserwację fal grawitacyjnych”.

Implikacje

Obserwacja została ogłoszona jako inauguracja rewolucyjnej ery astronomii fal grawitacyjnych . Przed tym wykryciem astrofizycy i kosmolodzy byli w stanie prowadzić obserwacje oparte na promieniowaniu elektromagnetycznym (w tym świetle widzialnym, promieniach X, mikrofalach, falach radiowych, promieniach gamma) i jednostkach podobnych do cząstek ( promienie kosmiczne , wiatry gwiazdowe , neutrina itd.). na). Mają one istotne ograniczenia – światło i inne promieniowanie mogą nie być emitowane przez wiele rodzajów obiektów, a także mogą być przesłonięte lub ukryte za innymi obiektami. Obiekty takie jak galaktyki i mgławice mogą również absorbować, reemitować lub modyfikować światło generowane w nich lub za nimi, a gwiazdy zwarte lub egzotyczne mogą zawierać materię, która jest ciemna i cicha radiowo, w wyniku czego niewiele jest dowodów na ich obecność inaczej niż poprzez ich oddziaływania grawitacyjne.

Oczekiwania dotyczące wykrycia przyszłych zdarzeń fuzji binarnych

15 czerwca 2016 r. grupa LIGO ogłosiła obserwację kolejnego sygnału fali grawitacyjnej o nazwie GW151226 . Przewiduje się, że Advanced LIGO wykryje pięć kolejnych fuzji czarnych dziur, takich jak GW150914 w swojej następnej kampanii obserwacyjnej od listopada 2016 do sierpnia 2017 (okazało się, że było to siedem ), a następnie 40 fuzji gwiazd podwójnych każdego roku, oprócz nieznanej liczby bardziej egzotyczne źródła fal grawitacyjnych, z których część może nie być przewidziana przez obecną teorię.

Oczekuje się, że planowane aktualizacje podwoją stosunek sygnału do szumu , zwiększając dziesięciokrotnie objętość przestrzeni, w której zdarzenia takie jak GW150914 mogą być wykrywane. Dodatkowo Advanced Virgo, KAGRA oraz ewentualny trzeci detektor LIGO w Indiach rozszerzą sieć i znacznie poprawią rekonstrukcję pozycji i estymację parametrów źródeł.

Antena kosmiczna z interferometrem laserowym (LISA) to proponowana kosmiczna misja obserwacyjna do wykrywania fal grawitacyjnych. Przy proponowanym zakresie czułości LISA, scalanie plików binarnych, takich jak GW150914, byłoby wykrywalne około 1000 lat przed połączeniem, zapewniając klasę wcześniej nieznanych źródeł dla tego obserwatorium, jeśli istnieją w odległości około 10 megaparseków. LISA Pathfinder , misja rozwoju technologii LISA, została uruchomiona w grudniu 2015 roku i pokazała, że ​​misja LISA jest wykonalna.

Obecny model przewiduje, że LIGO wykryje około 1000 fuzji czarnych dziur rocznie po osiągnięciu pełnej czułości planowanej na 2020 rok.

Lekcje ewolucji gwiazd i astrofizyki

Masy dwóch czarnych dziur sprzed fuzji dostarczają informacji o ewolucji gwiazd . Obie czarne dziury były bardziej masywne niż wcześniej odkryte czarne dziury o masach gwiazdowych , które wywnioskowano z obserwacji binarnych w promieniowaniu rentgenowskim . Sugeruje to, że wiatry gwiazdowe z ich gwiazd przodków musiały być stosunkowo słabe, a zatem metaliczność (ułamek masowy pierwiastków chemicznych cięższych od wodoru i helu) musiała być mniejsza niż połowa wartości słonecznej.

Fakt, że przed połączeniem czarne dziury były obecne w układzie podwójnym gwiazd , a także fakt, że układ był wystarczająco zwarty, aby połączyć się w czasie trwania wszechświata, ogranicza albo ewolucję gwiazd podwójnych, albo scenariusze dynamicznego formowania , w zależności od tego, w jaki sposób uformował się układ podwójny czarnej dziury. Znaczna liczba czarnych dziur musi otrzymywać niskie kopnięcia naturalne (prędkość, jaką zyskuje czarna dziura podczas formowania w przypadku supernowej z zapadnięciem się jądra ), w przeciwnym razie czarna dziura tworząca się w układzie podwójnym gwiazd zostałaby wyrzucona, a zdarzenie takie jak GW byłoby zapobiec. Przetrwanie takich układów binarnych, poprzez wspólne fazy otoczki o wysokiej rotacji w masywnych gwiazdach przodków, może być konieczne dla ich przetrwania. Większość najnowszych prognoz modelu czarnej dziury jest zgodna z tymi dodatkowymi ograniczeniami.

Odkrycie zdarzenia fuzji GW zwiększa dolny limit szybkości takich zdarzeń i wyklucza pewne modele teoretyczne, które przewidywały bardzo niskie szybkości poniżej 1 Gpc ^-3 rok ^-1 (jedno zdarzenie na gigaparsek sześcienny rocznie). Analiza doprowadziła do obniżenia poprzedniego górnego limitu szybkości w przypadku wydarzeń takich jak GW150914 z ~140 Gpc ^-3 rok ^-1 do17+39
−13 Gpc ^-3 rok ^-1 .

Wpływ na przyszłe obserwacje kosmologiczne

Pomiar kształtu i amplitudy fal grawitacyjnych z połączenia czarnej dziury umożliwia dokładne określenie jej odległości. Nagromadzenie danych dotyczących łączenia czarnych dziur z kosmologicznie odległych zdarzeń może pomóc w stworzeniu bardziej precyzyjnych modeli historii ekspansji wszechświata i natury ciemnej energii, która na nią wpływa.

Najwcześniej wszechświat jest nieprzezroczysta ponieważ kosmos był tak energiczny następnie, że większość sprawa została zjonizowane i fotony były rozproszone przez wolne elektrony. Jednak to nieprzezroczystość nie wpłynęłaby na fale grawitacyjne od tego czasu, więc gdyby pojawiły się na poziomach wystarczająco silnych, aby można je było wykryć z tej odległości, umożliwiłoby to okno do obserwowania kosmosu poza obecnym widzialnym wszechświatem . Astronomia fal grawitacyjnych może więc pewnego dnia umożliwić bezpośrednią obserwację najwcześniejszej historii wszechświata .

Testy ogólnej teorii względności

Wywnioskowane podstawowe właściwości, masa i spin, czarnej dziury po fuzji były zgodne z właściwościami dwóch czarnych dziur sprzed fuzji, zgodnie z przewidywaniami ogólnej teorii względności. Jest to pierwszy test ogólnej teorii względności w reżimie bardzo silnego pola . Nie można było ustalić żadnych dowodów przeciwko przewidywaniom ogólnej teorii względności.

W tym sygnale możliwości były ograniczone do zbadania bardziej złożonych interakcji ogólnej teorii względności, takich jak ogony wytwarzane przez interakcje między falą grawitacyjną a zakrzywionym tłem czasoprzestrzeni. Chociaż sygnał jest umiarkowanie silny, jest znacznie mniejszy niż ten wytwarzany przez układy binarno-pulsarowe. W przyszłości silniejsze sygnały w połączeniu z bardziej czułymi detektorami mogą posłużyć do badania skomplikowanych interakcji fal grawitacyjnych, a także do poprawy ograniczeń odchyleń od ogólnej teorii względności.

Prędkość fal grawitacyjnych i ograniczenie możliwej masy grawitonu

Według ogólnej teorii względności prędkość fal grawitacyjnych ( v _g ) jest prędkością światła ( c ). Zakres wszelkich odchyleń od tej zależności można sparametryzować w postaci masy hipotetycznego grawitonu . Grawiton to nazwa nadana cząstce elementarnej , która w teoriach kwantowych na temat grawitacji pełniłaby rolę nośnika siły grawitacji . Oczekuje się, że będzie bezmasowy, jeśli, jak się wydaje, grawitacja ma nieskończony zasięg. (Dzieje się tak, ponieważ im bardziej masywny jest bozon cechowania , tym krótszy jest zasięg związanej z nim siły; podobnie jak w przypadku nieskończonego zakresu elektromagnetyzmu , który wynika z bezmasowego fotonu , nieskończony zakres grawitacji implikuje, że wszelkie powiązane siły przenoszące cząstka również byłaby bezmasowa.) Gdyby grawiton nie był bezmasowy, fale grawitacyjne rozchodziłyby się poniżej prędkości światła, przy czym niższe częstotliwości ( ƒ ) byłyby wolniejsze niż wyższe częstotliwości, co prowadziłoby do rozproszenia fal z połączenia. Nie zaobserwowano takiego rozproszenia. Obserwacje wdechu nieznacznie poprawiają (obniżają) górną granicę masy grawitonu z obserwacji Układu Słonecznego na2,1 × 10 ^-58  kg , co odpowiada1,2 × 10 ^-22  eV / c ² lub długość fali Comptona ( λ _g ) większa niż 10 ¹³ km, w przybliżeniu 1 rok świetlny. Stosując najniższą zaobserwowaną częstotliwość 35 Hz, przekłada się to na dolną granicę v _g, tak że górna granica 1- v _g / c wynosi ~ 4 x 10 ^-19 .

Zobacz też

• Astronomia fal grawitacyjnych
• Obserwatorium fal grawitacyjnych
• Lista obserwacji fal grawitacyjnych

Uwagi

Bibliografia

Dalsza lektura

• Calandrelli, Emily; Escher, Anna (16 grudnia 2016). „15 najważniejszych wydarzeń, które miały miejsce w kosmosie w 2016 roku” . TechCrunch . Pobrano 16 grudnia 2016 .

Zewnętrzne linki

• Publikacja danych GW150914 przez Centrum Otwartej Nauki LIGO
• Modelowanie fal grawitacyjnych GW150914 przez Instytut Fizyki Grawitacyjnej im. Maxa Plancka
• „Pierwsze wykrycie!” (PDF) . Magazyn LIGO . Nr 8. Marzec 2016.
• Wideo: Konferencja prasowa dotycząca odkrycia GW150914 (71:29) przez National Science Foundation (11 lutego 2016)
• Wideo: „Łowcy – detekcja fal grawitacyjnych” (11:47) Instytutu Fizyki Grawitacyjnej im. Maxa Plancka (22 lutego 2016)
• Film: "as słyszy Fale grawitacyjne Einstein Przewidywana" (04:36) przez Dennisa Overbye , The New York Times (11 lutego 2016)