Аріальна фотографія LIGO. Натисніть, щоб збільшити
У минулому астрономи могли бачити небо лише у видимому світлі, використовуючи свої очі як рецептори. Але що робити, якщо у вас були гравітаційні очі? Ейнштейн передбачив, що найбільш екстремальні предмети та події у Всесвіті повинні породжувати гравітаційні хвилі та спотворювати простір навколо них. Новий експеримент під назвою Обсерваторія гравітаційних хвиль лазерного інтерферометра (або LIGO) може зробити перше виявлення цих гравітаційних хвиль.
Слухайте інтерв'ю: Побачення з гравітаційними очима (7,9 МБ)
Або підпишіться на Podcast: universetoday.com/audio.xml
Що таке подкаст?
Фрейзер Каїн: Гаразд, так що таке гравітаційна хвиля?
Доктор Сем Уолдман: Отже, гравітаційна хвиля може бути пояснена, якщо ви пам’ятаєте, що маса спотворює космічний час. Тож якщо ви пам’ятаєте аналогію того, що аркуш витягнутий туго з кулею для боулінгу, кинутого в середину аркуша, згинаючи аркуш; де куля для боулінгу - це маса, а аркуш являє простір-час. Якщо ви рухатимете кулю для боулінгу вперед-назад дуже швидко, ви зробите брижі на аркуші. Те саме стосується і мас у нашому Всесвіті. Якщо дуже швидко рухати зірку назад і назад, ви зробите брижі в космічному часі. І ці пульсації в космічному часі спостерігаються. Ми їх називаємо гравітаційними хвилями.
Фрейзер: Тепер, якщо я гуляю по кімнаті, це спричинить гравітаційні хвилі?
Доктор Вальдман: Добре. Наскільки нам відомо, гравітація працює в усіх масштабах і для всіх мас, але космічний час дуже жорсткий. Тож щось на зразок 200-фунтового самоврядування, що рухається крізь мій кабінет, не спричинить гравітаційних хвиль. Потрібні надзвичайно масивні предмети, що рухаються дуже швидко. Отже, коли ми шукаємо виявлення гравітаційних хвиль, ми шукаємо об’єкти масштабу сонячної маси. Зокрема, ми шукаємо нейтронні зірки, які знаходяться в межах від 1,5 до 3 мас Сонця. Ми шукаємо чорні діри, до кількох сотень сонячних мас. І ми шукаємо, щоб ці об’єкти рухалися дуже швидко. Отже, коли ми говоримо про нейтронну зірку, ми говоримо про нейтронну зірку, що рухається майже зі швидкістю світла. Насправді він повинен вібрувати зі швидкістю світла, він не може просто рухатися, він повинен дуже швидко трястись туди-сюди. Отже, вони дуже унікальні, дуже масивні катаклізмні системи, які ми шукаємо.
Фрейзер: Гравітаційні хвилі суто теоретичні, правда? Їх передбачив Ейнштейн, але їх ще не бачили?
Доктор Вальдман: Їх не спостерігали, вони робили висновок. Існує пульсарна система, частота якої згортається зі швидкістю, що відповідає випромінюванню гравітаційних хвиль. Це PSR 1913 + 16. І що орбіта цієї зірки змінюється. Це висновок, але, звичайно, це не спостереження безпосередньо гравітаційних хвиль. Однак цілком зрозуміло, що вони повинні існувати. Якщо закони Ейнштейна існують, якщо загальна відносність працює, і вона спрацьовує дуже добре на дуже багатьох масштабах довжини, то існують і гравітаційні хвилі. Їх просто дуже важко побачити
Фрейзер: Що потрібно, щоб їх виявити? Здається, це дуже катаклізмні події. Великі чорні діри та нейтронні зірки, що рухаються навколо, чому їх так важко знайти?
Доктор Вальдман: У цьому є два компоненти. Одне полягає в тому, що чорні діри не стикаються постійно, а нейтронні зірки не тремтять ні в якому старому місці. Тож кількість подій, які можуть викликати спостережувані хвилі тяжіння, насправді дуже мала. Зараз ми говоримо про, наприклад, галактику Чумацький Шлях із однією подією, що відбувається кожні 30-50 років.
Але інша частина цього рівняння полягає в тому, що самі гравітаційні хвилі дуже малі. Тому вони вводять те, що ми називаємо штамом; це зміна довжини на одиницю довжини. Наприклад, якщо у мене є мірка довжиною один метр, і гравітаційна хвиля примхне цю мірку, коли вона пройде. Але рівень того, що він буде присідати мірку, надзвичайно малий. Якщо у мене є метр на 1 метр, це призведе лише до зміни 10-21 метрів. Тож це дуже маленька зміна. Звичайно, спостерігати 10 -21 метр - це велике завдання у спостереженні сили тяжіння.
Фрейзер: Якби ви вимірювали довжину мірки за допомогою іншої міри, довжина цієї іншої міри змінювалася б. Я бачу, що це зробити важко.
Доктор Вальдман: Саме так, у вас є проблеми. Те, як ми вирішуємо проблему міркувань, полягає в тому, що ми насправді маємо 2 мірки, і ми формуємо їх на L. І спосіб їх вимірювання полягає у використанні лазера. А спосіб, яким ми влаштували мірку, насправді знаходиться на «L» довжиною 4 км. Є 2 зброї, довжина кожного - 4 км. І в кінці кожної руки є тестова кварцова маса на 4 кг, на яку ми відскакуємо лазерами. І коли гравітаційна хвиля проходить через цей детектор у формі "L", вона розтягує одну ногу, а інша ногу стискає. І це робить це, скажімо, 100 герц, в межах звукових частот. Тож якщо ви слухаєте рух цих мас, то чуєте гудіння в 100 герц. І тому, що ми вимірюємо за допомогою наших лазерів, це диференціальна довжина руки цього великого інтерферометра у формі "L". Ось чому це LIGO Це обсерваторія гравітаційно-хвильового лазерного інтерферометра.
Фрейзер: Подивимось, чи я правильно це розумію. Мільярди років тому чорна діра стикається з іншою і породжує купу гравітаційних хвиль. Ці гравітаційні хвилі перетинають Всесвіт і проходять повз Землю. Коли вони проходять повз Землю, вони подовжують одну з цих ручок, а другу зменшують, і ви можете виявити цю зміну за допомогою лазера, що підстрибує вперед і назад.
Доктор Вальдман: Це правильно. Звичайно, проблема полягає в тому, що ця зміна довжини вкрай мала. У випадку наших інтерферометрів на 4 км, зміна довжини, яку ми вимірюємо зараз, становить 10е-19 метрів. І щоб поставити шкалу на цьому, діаметр атомного ядра становить лише 10е-15 метрів. Отже наша чутливість субатомна.
Фрейзер: І так, які види подій слід виявити в цей момент?
Доктор Вальдман: Отже, це насправді захоплююча область. Аналогія, яку ми любимо використовувати, подібна до того, що дивлячись на Всесвіт радіохвилями - це дивитися на Всесвіт телескопами. Те, що ти бачиш, зовсім інше. Ви чутливі до абсолютно іншого режиму Всесвіту. Зокрема, LIGO чутливий до цих катаклізмних подій. Ми класифікуємо наші події на 4 широкі категорії. Перший, який ми називаємо сплесками, і це щось на зразок чорної діри. Так відбувається вибух наднової, і стільки матерії рухається так швидко, що утворює чорні діри, але ви не знаєте, як виглядають гравітаційні хвилі. Все, що вам відомо, це те, що існують гравітаційні хвилі. Тож це речі, які відбуваються надзвичайно швидко. Вони тривають максимум 100 мілісекунд, і вони виникають внаслідок утворення чорних дір.
Ще одна подія, яку ми дивимося, це коли два об’єкти перебувають на орбіті один з одним, скажімо, дві нейтронні зірки, які обертаються навколо інших. Врешті-решт діаметр цієї орбіти зменшується. Зоряні нейтронні зірки будуть зливатися, вони впадуть одна в одну і утворюють чорну діру. І на останніх кількох орбітах ті нейтронні зірки (майте на увазі, що це об'єкти, які важать від 1,5 до 3 мас сонячного світла) рухаються великими частками швидкості світла; скажімо, 10%, 20% швидкості світла. І цей рух є дуже ефективним генератором гравітаційних хвиль. Отже, це ми використовуємо як нашу стандартну свічку. Ми вважаємо, що ми знаємо, що це існує; ми знаємо, що вони там, але ми не впевнені, скільки з них відправляється за один раз. Ми не впевнені, як виглядає нейтронна зірка в спіралі на радіохвилях чи рентгенівських випромінюваннях. Тож трохи важко підрахувати, як часто ви бачите або спіраль, або наднову.
Фрейзер: Тепер ви зможете виявити їх напрямок?
Доктор Вальдман: У нас є два інтерферометри. Насправді у нас є два сайти та три інтерферометри. Один інтерферометр знаходиться в Лівінгстоні, Луїзіана, що північніше Нового Орлеана. А інший наш інтерферометр знаходиться у східному штаті Вашингтон. Оскільки у нас є два інтерферометри, ми можемо робити триангуляцію на небі. Але залишається деяка невизначеність, де саме знаходиться джерело. У світі є й інші співпраці, з якими ми досить тісно співпрацюємо в Німеччині, Італії та Японії, і вони також мають детектори. Отже, якщо багато детекторів на кількох сайтах бачать хвилю тяжіння, то ми можемо зробити дуже хорошу роботу в локалізації. Надія полягає в тому, що ми бачимо гравітаційну хвилю і знаємо, звідки вона походить. Потім ми повідомляємо нашим колегам-радіоастрономам та колегам-рентгенівським астрономам та нашим колегам-оптичним астрономам піти дивитися на цю частину неба.
Фрейзер: На горизонті є кілька нових великих телескопів; надзвичайно великі і гігантські великі, і Магеллан… великі телескопи, що спускаються по трубі, мають досить великий бюджет, який потрібно витратити. Скажімо, ви можете надійно знайти гравітаційні хвилі, це майже так, як додає новий спектр нашому виявленню. Якщо великі бюджети були вкладені в деякі з цих детекторів гравітаційної хвилі, на вашу думку, для чого вони могли б бути використані?
Доктор Вальдман: Ну, як я вже говорив раніше, це як революція в астрономії, коли радіотелескопи вперше з'явилися в мережі. Ми дивимось на фундаментально інший клас явищ. Слід сказати, що лабораторія LIGO - це досить велика лабораторія. У нас працює понад 150 вчених, тож це велика співпраця. І ми сподіваємось співпрацювати з усіма оптичними та радіоастрономами, коли ми йдемо вперед. Але передбачити, яким шляхом піде наука, трохи важко. Я думаю, що якщо ти розмовляєш з багатьма загальними релятивістами, найцікавішою особливістю гравітаційних хвиль є те, що ми робимо щось, що називається Сильна полева загальна здатність. Ось і все Загальна відносність, яку можна виміряти, дивлячись на зірки та галактики, дуже слабка. Маса не задіяна, вона рухається не дуже швидко. Це на дуже великих відстанях. Тоді як, коли ми говоримо про зіткнення чорної діри та нейтронної зірки, цей останній біт, коли нейтронна зірка потрапляє в чорну діру, є надзвичайно жорстоким і зондує царство загальної відносності, яке просто не дуже доступний звичайними телескопами, радіо, рентгеном. Тож сподіваємось, що там є якась принципово нова і захоплююча фізика. Я думаю, що саме це в першу чергу нас мотивує, можна сказати, веселощі із загальною відносністю.
Фрейзер: І коли ви сподіваєтесь на своє перше виявлення.
Доктор Вальдман: Отже, інтерферометри LIGO - всі три інтерферометри - що функціонує LIGO, працюють на проектній чутливості, і ми зараз в середині нашого запуску S5; наш п’ятий науковий цикл, який триває рік. Все, що ми робимо за рік, - це намагатися шукати гравітаційні хвилі. Як і в багатьох справах астрономії, більшість з них - це зачекати і побачити. Якщо наднова не вибухає, ми, звичайно, не бачимо її. І тому ми повинні бути в Інтернеті якомога довше. Справдість спостереження за подією, подібно до події наднової, вважається в районі - за нашою теперішньою чутливістю - вважається, що ми будемо її бачити кожні 10-20 років. Існує великий діапазон У літературі є люди, які стверджують, що ми будемо бачити кілька разів на рік, а є люди, які стверджують, що ми ніколи не побачимо свого почуття. А консервативна середина - раз на 10 років. З іншого боку, ми оновлюємо свої детектори, як тільки цей цикл закінчиться. І ми покращуємо чутливість в 2 рази, що збільшує нашу швидкість виявлення в 2 кубі. Оскільки чутливість - це радіус, і ми досліджуємо гучність у просторі. При коефіцієнті 8-10 коефіцієнта виявлення ми повинні спостерігати подію раз на рік чи близько того. А потім після цього ми переходимо до того, що називається Advanced LIGO, що є фактором 10 покращення чутливості. У такому випадку ми майже напевно бачимо гравітаційні хвилі один раз на день; кожні 2-3 дні. Цей інструмент розроблений як справжній інструмент. Ми хочемо займатися гравітаційною астрономією; бачити події кожні кілька днів. Це буде як запуск супутника Swift. Як тільки Свіфт піднявся, ми почали постійно бачити вибухи гамма-променів, і Advanced LIGO буде подібний.
