✖


Jump to content

Гравитационно-волновая обсерватория

Принципиальная схема лазерного интерферометра.

Детектор гравитационных волн (используемый в гравитационно-волновой обсерватории ) — это любое устройство, предназначенное для измерения крошечных искажений пространства-времени , называемых гравитационными волнами . Начиная с 1960-х годов создавались и постоянно совершенствовались различные виды детекторов гравитационных волн. Современное поколение лазерных интерферометров достигло необходимой чувствительности для обнаружения гравитационных волн от астрономических источников, образуя таким образом основной инструмент гравитационно-волновой астрономии .

Первое прямое наблюдение гравитационных волн было произведено в сентябре 2015 года обсерваторией Advanced LIGO , обнаружив гравитационные волны с длинами волн в несколько тысяч километров от сливающейся двойной звездной черной дыры . В июне 2023 года четыре совместных проекта временных массивов пульсаров представили первые убедительные доказательства наличия гравитационно-волнового фона с длинами волн, охватывающими световые годы, скорее всего, от многих двойных систем сверхмассивных черных дыр . [1]

Вызов [ править ]

Прямое обнаружение гравитационных волн осложняется чрезвычайно малым воздействием волн на детектор. Амплитуда сферической волны падает обратно пропорционально расстоянию от источника. Таким образом, даже волны от экстремальных систем, таких как сливающиеся двойные черные дыры, затухают до очень малой амплитуды к тому времени, когда достигают Земли. Астрофизики предсказали, что некоторые гравитационные волны, проходящие через Землю, могут вызвать дифференциальное движение порядка 10 −18 м в приборе размера LIGO . [2]

массой резонансной с Антенны

Простое устройство для обнаружения ожидаемого волнового движения называется антенной резонансной массы — большим твердым металлическим телом, изолированным от внешних вибраций. Этот тип приборов был первым типом детектора гравитационных волн. тела Деформации в космосе, вызванные падающей гравитационной волной, возбуждают резонансную частоту и, таким образом, могут быть усилены до обнаруживаемых уровней. Можно предположить, что ближайшая сверхновая может быть достаточно сильной, чтобы ее можно было увидеть без резонансного усиления. Однако до 2018 года никаких наблюдений гравитационных волн, которые были бы широко приняты исследовательским сообществом, не проводилось ни на каком типе антенны с резонансной массой, несмотря на определенные заявления исследователей, управляющих антеннами, о наблюдениях. [ нужна ссылка ]

Существует три типа антенн с резонансной массой: стержневые антенны с комнатной температурой, стержневые антенны с криогенным охлаждением и сферические антенны с криогенным охлаждением.

Самым ранним типом была антенна в форме стержня комнатной температуры, называемая стержнем Вебера ; они доминировали в 1960-х и 1970-х годах, и многие из них были построены по всему миру. В конце 1960-х и начале 1970-х годов Вебер и некоторые другие утверждали, что эти устройства обнаруживают гравитационные волны; однако другим экспериментаторам не удалось обнаружить с их помощью гравитационные волны, и был достигнут консенсус в отношении того, что стержни Вебера не будут практическим средством обнаружения гравитационных волн. [3]

Второе поколение антенн с резонансной массой, разработанное в 1980-х и 1990-х годах, представляло собой криогенные стержневые антенны, которые также иногда называют стержнями Вебера. В 1990-е годы существовало пять основных криогенных стержневых антенн: AURIGA (Падуя, Италия), NAUTILUS (Рим, Италия), EXPLORER (ЦЕРН, Швейцария), ALLEGRO (Луизиана, США) и NIOBE (Перт, Австралия). В 1997 году эти пять антенн, управляемые четырьмя исследовательскими группами, сформировали для сотрудничества Международное сотрудничество по гравитационным событиям (IGEC). Хотя было несколько случаев необъяснимых отклонений от фонового сигнала, подтвержденных случаев наблюдения гравитационных волн этими детекторами не было.

В 1980-х годах существовала также криогенная стержневая антенна под названием ALTAIR , которая вместе с стержневой антенной для комнатной температуры под названием GEOGRAV была построена в Италии в качестве прототипа для более поздних стержневых антенн. Операторы детектора GEOGRAV утверждали, что наблюдали гравитационные волны, исходящие от сверхновой SN1987A (вместе с другой стержневой антенной комнатной температуры), но эти утверждения не были приняты широким сообществом.

Эти современные криогенные формы стержня Вебера работали со сверхпроводящими квантовыми интерференционными устройствами для обнаружения вибрации (например, ALLEGRO). Некоторые из них продолжали работать после того, как интерферометрические антенны начали достигать астрофизической чувствительности, например, AURIGA, ультракриогенный резонансный детектор гравитационных волн с цилиндрическим стержнем, базирующийся в INFN в Италии. Команды AURIGA и LIGO сотрудничали в совместных наблюдениях. [4]

В 2000-х годах появилось третье поколение антенн с резонансной массой — сферические криогенные антенны. Примерно в 2000 году были предложены четыре сферические антенны, две из них были построены в уменьшенных версиях, остальные были отменены. Предложенными антеннами были GRAIL (Нидерланды, уменьшенный размер до MiniGRAIL ), TIGA (США, изготовлены небольшие прототипы), SFERA (Италия) и Graviton (Бразилия, уменьшенный до Mario Schenberg ).

Две уменьшенные антенны, MiniGRAIL и Mario Schenberg , схожи по конструкции и работают совместно. MiniGRAIL базируется в Лейденском университете и состоит из тщательно обработанной сферы массой 1150 кг (2540 фунтов), криогенно охлажденной до 20 мК (-273,1300 °C; -459,6340 °F). [5] Сферическая конфигурация обеспечивает одинаковую чувствительность во всех направлениях и несколько проще экспериментально, чем более крупные линейные устройства, требующие высокого вакуума. События обнаруживаются путем измерения деформации сферы детектора . MiniGRAIL обладает высокой чувствительностью в диапазоне 2–4 кГц и подходит для обнаружения гравитационных волн, возникающих в результате нестабильности вращающихся нейтронных звезд или слияний небольших черных дыр. [6]

В настоящее время существует мнение, что современные детекторы криогенной резонансной массы недостаточно чувствительны, чтобы обнаружить что-либо, кроме чрезвычайно мощных (и, следовательно, очень редких) гравитационных волн. [ нужна ссылка ] По состоянию на 2020 год обнаружения гравитационных волн криогенными резонансными антеннами не произошло.

Лазерные интерферометры ​ ​

Основная статья: Наземный интерферометрический поиск гравитационных волн
Упрощенная работа гравитационно-волновой обсерватории
Рисунок 1. Светоделитель (зеленая линия) разделяет когерентный свет (из белого прямоугольника) на два луча, которые отражаются от зеркал (голубые прямоугольники); показан только один исходящий и отраженный луч в каждом плече, которые для ясности разделены. Отраженные лучи рекомбинируются и обнаруживается интерференционная картина (фиолетовый кружок).
Рисунок 2 : Гравитационная волна, проходящая через левое плечо (желтое), меняет свою длину и, следовательно, интерференционную картину.

Более чувствительный детектор использует лазерную интерферометрию для измерения движения между отдельными «свободными» массами, вызванного гравитационными волнами. [7] Это позволяет разделять массы на большие расстояния (увеличивая размер сигнала); Еще одним преимуществом является то, что он чувствителен к широкому диапазону частот (а не только к частотам, близким к резонансу, как в случае стержней Вебера). Наземные интерферометры уже работают. В настоящее время наиболее чувствительной является LIGO — Лазерная интерферометрическая гравитационно-волновая обсерватория. У LIGO есть два детектора: один в Ливингстоне, штат Луизиана ; другой — на площадке в Хэнфорде в Ричленде, штат Вашингтон . Каждый состоит из двух легких рукавов-хранилищ длиной 4 км. Они расположены под углом 90 градусов друг к другу, при этом свет проходит через вакуумные трубки диаметром 1 м (3 фута 3 дюйма) и проходит все 4 километра (2,5 мили). Проходящая гравитационная волна слегка растянет одну руку и укоротит другую. Именно к этому движению интерферометр Майкельсона наиболее чувствителен. [ нужна ссылка ]

Даже при таких длинных рукавах самые сильные гравитационные волны изменят расстояние между концами рукавов не более чем на 10 −18 метры. LIGO должен быть в состоянии обнаруживать гравитационные волны размером до . Обновления LIGO и других детекторов, таких как Virgo , GEO600 и TAMA 300 , должны еще больше повысить чувствительность, а инструменты следующего поколения (Advanced LIGO Plus и Advanced Virgo Plus) будут еще более чувствительными. Еще один высокочувствительный интерферометр ( КАГРА ) начал работу в 2020 году. [8] [9] Ключевым моментом является то, что десятикратное увеличение чувствительности (радиуса «досягаемости») увеличивает объём доступного прибору пространства на тысячу. Это увеличивает частоту появления обнаруживаемых сигналов с одного на десятки лет наблюдений до десятков в год.

Интерферометрические детекторы ограничены на высоких частотах дробовым шумом , который возникает из-за того, что лазеры производят фотоны случайным образом. Одной из аналогий является дождь: скорость дождя, как и интенсивность лазера, измерима, но капли дождя, как фотоны, падают в случайное время, вызывая колебания вокруг среднего значения. Это приводит к появлению шума на выходе детектора, очень похожего на радиостатический. Кроме того, при достаточно высокой мощности лазера случайный импульс, передаваемый пробным массам лазерными фотонами, сотрясает зеркала, маскируя сигналы на низких частотах. Тепловой шум (например, броуновское движение ) является еще одним ограничением чувствительности. Помимо этих «стационарных» (постоянных) источников шума, все наземные детекторы также ограничены на низких частотах сейсмическим шумом и другими формами вибрации окружающей среды, а также другими «нестационарными» источниками шума; скрипы механических конструкций, молнии или другие сильные электрические помехи и т. д. также могут создавать шум, маскирующий событие, или даже имитировать событие. Все это необходимо принять во внимание и исключить путем анализа, прежде чем обнаружение можно будет считать настоящим гравитационно-волновым событием.

космические интерферометры, такие как LISA и DECIGO Также разрабатываются . Конструкция LISA предусматривает наличие трех испытательных масс, образующих равносторонний треугольник, при этом лазеры, передаваемые от каждого космического корабля друг к другу, образуют два независимых интерферометра. Планируется, что LISA будет занимать солнечную орбиту, следующую за Землей, причем каждая сторона треугольника будет составлять пять миллионов километров. Это помещает детектор в отличный вакуум вдали от наземных источников шума, хотя он по-прежнему будет чувствителен к дробовому шуму, а также к артефактам, вызванным космическими лучами и солнечным ветром .

Эйнштейн@Дома [ править ]

Основная статья: Эйнштейн@Дома

В некотором смысле, сигналы, которые легче всего обнаружить, должны быть постоянными источниками. Слияния сверхновых и нейтронных звезд или черных дыр должны иметь большие амплитуды и быть более интересными, но генерируемые волны будут более сложными. Волны, испускаемые вращающейся ухабистой нейтронной звездой, были бы « монохроматическими » – как чистый тон в акустике . По амплитуде и частоте оно не сильно изменится.

Проект Einstein@Home — это проект распределенных вычислений, аналогичный SETI@home, предназначенный для обнаружения этого типа простой гравитационной волны. Беря данные из LIGO и GEO и отправляя их небольшими порциями тысячам добровольцев для параллельного анализа на их домашних компьютерах, Einstein@Home может анализировать данные гораздо быстрее, чем это было бы возможно в противном случае. [10]

Временные массивы пульсаров [ править ]

Основная статья: Временная решетка Pulsar

Другой подход к обнаружению гравитационных волн используется в массивах синхронизации пульсаров , таких как European Pulsar Timing Array . [11] Североамериканская наногерцовая обсерватория гравитационных волн , [12] и система синхронизации пульсаров Паркса . [13] Эти проекты предлагают обнаруживать гравитационные волны, изучая влияние, которое эти волны оказывают на входящие сигналы от массива из 20–50 хорошо известных миллисекундных пульсаров . Поскольку гравитационная волна, проходящая через Землю, сжимает пространство в одном направлении и расширяет его в другом, время прихода сигналов пульсаров с этих направлений соответственно смещается. Изучая фиксированный набор пульсаров по небу, эти массивы смогут обнаруживать гравитационные волны в наногерцовом диапазоне. Ожидается, что такие сигналы будут излучаться парами сливающихся сверхмассивных черных дыр . [14]

В июне 2023 года четыре совместных проекта по созданию временных массивов пульсаров, три упомянутых выше и китайский Pulsar Timing Array, представили независимые, но схожие доказательства стохастического фона наногерцовых гравитационных волн. Источник этого фона пока не удалось установить. [15] [16] [17] [18]

космического Обнаружение фона микроволнового

Основная статья: Космический микроволновый фон § Поляризация

Космический микроволновый фон, излучение, оставшееся с тех пор, как Вселенная достаточно остыла для образования первых атомов , может содержать отпечаток гравитационных волн очень ранней Вселенной . Микроволновое излучение поляризовано. Характер поляризации можно разделить на два класса, называемых E -модами и B -модами. Это аналогично электростатике , где электрическое поле ( E -поле) имеет исчезающий ротор , а магнитное поле ( B -поле) имеет исчезающую дивергенцию . E B -моды могут создаваться различными процессами, но гравитационными -моды могут создаваться только гравитационным линзированием , волнами или рассеянием на пыли .

17 марта 2014 года астрономы Гарвард -Смитсоновского центра астрофизики объявили об очевидном обнаружении отпечатков гравитационных волн в космическом микроволновом фоне , что, если оно подтвердится, предоставит убедительные доказательства инфляции и Большого взрыва . [19] [20] [21] [22] Однако 19 июня 2014 г. сообщалось о снижении уверенности в подтверждении результатов; [23] [24] [25] а 19 сентября 2014 г. доверие еще больше снизилось. [26] [27] Наконец, 30 января 2015 года Европейское космическое агентство объявило, что сигнал полностью можно отнести на счет пыли в Млечном Пути. [28]

детекторов Новые конструкции ​

Продолжительность: 2 минуты 30 секунд.
Атомная интерферометрия.

В настоящее время существует два детектора, специализирующихся на обнаружении верхнего предела спектра гравитационных волн (10 −7 до 10 5 Гц) [ нужна ссылка ] : один в Университете Бирмингема , Англия, и другой в INFN Генуи, Италия. Третий находится в стадии разработки в Университете Чунцина , Китай. Детектор Бирмингема измеряет изменения состояния поляризации микроволнового луча, циркулирующего по замкнутому контуру диаметром около одного метра. Два из них были изготовлены, и в настоящее время ожидается, что они будут чувствительны к периодическим пространственно-временным деформациям. , заданный как амплитудная спектральная плотность . Детектор INFN Genoa представляет собой резонансную антенну, состоящую из двух связанных сферических сверхпроводящих гармонических генераторов диаметром несколько сантиметров. Генераторы спроектированы так, чтобы иметь (в разъединенном состоянии) почти равные резонансные частоты. В настоящее время ожидается, что система будет обладать чувствительностью к периодическим пространственно-временным деформациям. , с ожиданием достижения чувствительности . Детектор Университета Чунцина планируется обнаружить реликтовые высокочастотные гравитационные волны с предсказанными типичными параметрами ~ 10 10 Гц (10 ГГц) и h ~ 10 −30 до 10 −31 .

Левитирующий сенсорный детектор — это предлагаемый детектор гравитационных волн с частотой от 10 до 300 кГц, потенциально исходящих от первичных черных дыр . [29] В оптическом резонаторе будут использоваться оптически левитирующие диэлектрические частицы. [30]

Торсионная антенна (TOBA) представляет собой предлагаемую конструкцию, состоящую из двух длинных тонких стержней, подвешенных в виде торсионных маятников крестообразно, в которой дифференциальный угол чувствителен к силам приливных гравитационных волн.

детекторы на основе волн материи ( атомные интерферометры ). Также предложены и разрабатываются [31] [32] Предложения были с начала 2000-х годов. [33] Предлагается атомная интерферометрия для расширения полосы обнаружения в инфразвуковом диапазоне (10 мГц – 10 Гц), [34] [35] где современные наземные детекторы ограничены низкочастотным гравитационным шумом. [36] Демонстрационный проект под названием « Интерферометрическая гравитационная антенна на основе лазера материи» (MIGA) начал строительство в 2018 году в подземных условиях LSBB (Рюстрел, Франция). [37]

Список детекторов гравитационных волн [ править ]

Кривые шума для выбора детекторов в зависимости от частоты. Также показаны характерные напряжения потенциальных астрофизических источников. Чтобы быть обнаруженным, характерная деформация сигнала должна находиться выше кривой шума. [38]

Резонансные детекторы массы [ править ]

Интерферометры [ править ]

Интерферометрические детекторы гравитационных волн часто группируют в поколения в зависимости от используемой технологии. [40] [41] Интерферометрические детекторы, развернутые в 1990-х и 2000-х годах, стали испытательной площадкой для многих основополагающих технологий, необходимых для первоначального обнаружения, и их обычно называют первым поколением. [41] [40] Второе поколение детекторов, работавших в 2010-х годах, в основном на тех же объектах, что и LIGO и Virgo, усовершенствовало эти конструкции с помощью сложных технологий, таких как криогенные зеркала и введение сжатого вакуума. [41] Это привело к первому однозначному обнаружению гравитационной волны с помощью Advanced LIGO в 2015 году. Третье поколение детекторов в настоящее время находится на этапе планирования, и мы стремимся улучшить его по сравнению со вторым поколением за счет достижения большей чувствительности обнаружения и большего диапазона доступных частот. Все эти эксперименты включают в себя множество технологий, которые постоянно развиваются на протяжении нескольких десятилетий, поэтому классификация по поколениям неизбежно является лишь приблизительной.

Время пульсара [ править ]

См. также [ править ]

Ссылки [ править ]

  1. ^ Коновер, Эмили (15 сентября 2023 г.). «У учёных есть два способа обнаружить гравитационные волны. Вот ещё несколько идей» . сайт sciencenews.org . Проверено 17 сентября 2023 г. Гравитационные волны существуют так же, как свет имеет спектр или различные длины волн. Различные длины волн указывают на разные типы космического происхождения и требуют разных типов детекторов.
  2. ^ Уиткомб, С.Э., «Прецизионная лазерная интерферометрия в проекте LIGO» , Материалы международного симпозиума по современным проблемам лазерной физики, 27 августа – 3 сентября 1995 г., Новосибирск , Публикация LIGO P950007-01-R
  3. ^ Обзор ранних экспериментов с использованием стержней Вебера см. Левин, Дж. (апрель 2004 г.). «Ранние эксперименты по обнаружению гравитационных волн, 1960–1975». Физика в перспективе . 6 (1): 42–75. Бибкод : 2004PhP.....6...42L . дои : 10.1007/s00016-003-0179-6 . S2CID   76657516 .
  4. ^ Коллаборация АУРИГА; Научное сотрудничество ЛИГО; Баджо; Сердонио, М; Де Роза, М; Фалфери, П; Фаттори, С; Фортини, П; и др. (2008). «Совместный поиск всплесков гравитационных волн с AURIGA и LIGO». Классическая и квантовая гравитация . 25 (9): 095004. arXiv : 0710.0497 . Бибкод : 2008CQGra..25i5004B . дои : 10.1088/0264-9381/25/9/095004 . hdl : 11858/00-001M-0000-0013-72D5-D . S2CID   119242502 .
  5. ^ «MiniGRAIL, первый сферический детектор гравитационных волн» . www.minigrail.nl . Проверено 8 мая 2020 г.
  6. ^ де Ваард, Арлетт; Готтарди, Лучано; Фроссати, Джорджио (2000), Детекторы сферических гравитационных волн: охлаждение и добротность небольшой сферы CuAl6% - В: Встреча Марселя Гроссмана по общей теории относительности , Рим, Италия {{citation}}: CS1 maint: отсутствует местоположение издателя ( ссылка )
  7. ^ Идея использования лазерной интерферометрии для обнаружения гравитационных волн была впервые упомянута Герстенштейном и Пустовойтом в 1963 году. Phys.–JETP 16 433. Вебер упомянул об этом в неопубликованной лабораторной тетради. Райнер Вайс впервые подробно описал практическое решение с анализом реалистичных ограничений метода в работе Р. Вайса (1972). «Широкополосная гравитационная антенна с электромагнитной связью». Квартальный отчет о проделанной работе, Исследовательская лаборатория электроники, Массачусетский технологический институт 105: 54.
  8. ^ «Гравитационно-волновой телескоп КАГРА приступил к наблюдениям» . Обсерватория КАГРА. 25 февраля 2020 г. Проверено 25 февраля 2020 г.
  9. ^ Начинаются наблюдения большого криогенного гравитационно-волнового телескопа KAGRA (на японском языке). Национальная астрономическая обсерватория Японии. 25 февраля 2020 г. Проверено 25 февраля 2020 г.
  10. ^ «Эйнштейн@Дома» . Проверено 5 апреля 2019 г.
  11. ^ Янссен, Г.Х.; Степлеры, BW; Крамер, М.; Пурвер, М.; Джесснер, А.; Коньяр, И.; Басса, К.; Ван, З.; Камминг, А.; Каспи, В.М. (2008). «Европейская система синхронизации пульсаров» (PDF) . Материалы конференции AIP (представлена ​​рукопись). 983 : 633–635. Бибкод : 2008AIPC..983..633J . дои : 10.1063/1.2900317 . S2CID   115468844 .
  12. ^ «Североамериканская наногерцовая обсерватория гравитационных волн» . www.nanograv.org . Проверено 8 мая 2020 г.
  13. ^ «ППТА Вики» . www.atnf.csiro.au . Проверено 8 мая 2020 г.
  14. ^ Хоббс, Великобритания; Бейлс, М.; Бхат, НДР; Берк-Сполаор, С.; Чемпион, диджей; Коулз, В.; Хотан, А.; Дженет, Ф.; и др. (2008). «Обнаружение гравитационных волн с помощью пульсаров: состояние проекта Parkes Pulsar Timing Array». Публикации Астрономического общества Австралии . 26 (2): 103–109. arXiv : 0812.2721 . Бибкод : 2009PASA...26..103H . дои : 10.1071/AS08023 . S2CID   4787788 .
  15. ^ Рирдон, Дэниел Дж.; Зик, Эндрю; Шеннон, Райан М.; Хоббс, Джордж Б.; Бейлз, Мэтью; Ди Марко, Валентина; Капур, Агастья; Роджерс, Эксл Ф.; Трейн, Эрик; Аскью, Джейкоб; Бхат, Н.Д. Рамеш; Кэмерон, Эндрю; Курило, Малгожата; Коулз, Уильям А.; Дай, Ши (29 июня 2023 г.). «Поиск изотропного гравитационно-волнового фона с помощью временной решетки пульсаров Паркса» . Письма астрофизического журнала . 951 (1): Л6. arXiv : 2306.16215 . Бибкод : 2023ApJ...951L...6R . дои : 10.3847/2041-8213/acdd02 . ISSN   2041-8205 . S2CID   259275121 .
  16. ^ Агази, Габриэлла; Анумарлапуди, Акаш; Арчибальд, Энн М.; Арзуманян, Завен; Бейкер, Пол Т.; Бечи, Бенс; Блеха, Лаура; Брейзер, Адам; Брук, Пол Р.; Берк-Сполаор, Сара; Бернетт, Рэнд; Кейс, Робин; Чариси, Мария; Чаттерджи, Шами; Хаджиоанну, Катерина (июнь 2023 г.). «Набор данных NANOGrav за 15 лет: доказательства гравитационно-волнового фона» . Письма астрофизического журнала . 951 (1): Л8. arXiv : 2306.16213 . Бибкод : 2023ApJ...951L...8A . дои : 10.3847/2041-8213/acdac6 . ISSN   2041-8205 . S2CID   259274684 .
  17. ^ Антониадис, Дж. (28 июня 2023 г.). «Второй выпуск данных из Европейской системы синхронизации пульсаров». Астрономия и астрофизика . 678 : А50. arXiv : 2306.16214 . дои : 10.1051/0004-6361/202346844 . S2CID   259274756 .
  18. ^ Сюй, Сиюань; Цзян, Цзиньчэнь; Сюй, Цзихан; Николас Юань, Цзяньпин; Ван, Цзиньбо; Хан, Цзиньлинь (29 июня 2023 г.). волны наногерца с помощью данных китайской временной матрицы пульсаров» , выпуск I. Исследования в области астрономии и астрофизики . «Поиск фона стохастической гравитационной Луо, Цзинтао; Ли, Кецзя ; 075024. arXiv : 2306.16216 . Бибкод : ....23g5024X . doi : 1674-4527/acdfa5 . ISSN   1674-4527 . 10.1088   / 2023RAA
  19. ^ Персонал (17 марта 2014 г.). «Публикация результатов BICEP2 за 2014 год» . Национальный научный фонд . Проверено 18 марта 2014 г.
  20. ^ Клавин, Уитни (17 марта 2014 г.). «Технологии НАСА рассматривают рождение Вселенной» . НАСА . Проверено 17 марта 2014 г.
  21. ^ До свидания, Деннис (17 марта 2014 г.). «Обнаружение волн в космических контрфорсах, знаменующих теорию Большого взрыва» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 17 марта 2014 г.
  22. ^ До свидания, Деннис (24 марта 2014 г.). «Рябь от Большого Взрыва» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 24 марта 2014 г.
  23. ^ Прощай, Деннис (19 июня 2014 г.). «Астрономы защищаются от заявления об обнаружении Большого взрыва» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 20 июня 2014 г.
  24. ^ Амос, Джонатан (19 июня 2014 г.). «Космическая инфляция: уверенность в сигнале Большого взрыва снижена» . Новости Би-би-си . Проверено 20 июня 2014 г.
  25. ^ Аде, Пенсильвания; и др. (Сотрудничество BICEP2) (19 июня 2014 г.). «Обнаружение поляризации B-режима в градусных угловых масштабах с помощью BICEP2». Письма о физических отзывах . 112 (24): 241101. arXiv : 1403.3985 . Бибкод : 2014PhRvL.112x1101B . doi : 10.1103/PhysRevLett.112.241101 . ПМИД   24996078 . S2CID   22780831 .
  26. ^ Группа сотрудничества Планка (2016). «Промежуточные результаты Планка. XXX. Угловой спектр мощности излучения поляризованной пыли на средних и высоких галактических широтах». Астрономия и астрофизика . 586 : А133. arXiv : 1409.5738 . Бибкод : 2016A&A...586A.133P . дои : 10.1051/0004-6361/201425034 . S2CID   9857299 .
  27. ^ Прощай, Деннис (22 сентября 2014 г.). «Исследование подтверждает критику открытия Большого взрыва» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 22 сентября 2014 г.
  28. ^ Коуэн, Рон (30 января 2015 г.). «Открытие гравитационных волн официально мертво». Природа . дои : 10.1038/nature.2015.16830 . S2CID   124938210 .
  29. ^ «Нортвестерн возглавляет усилия по обнаружению новых типов космических событий» . 16 июля 2019 г.
  30. ^ «Новый настольный детектор гравитационных волн для частот > 10 кГц, фаза II» . Проверено 19 июля 2019 г.
  31. ^ Университет, Стэнфорд (25 сентября 2019 г.). «Другой вид детектора гравитационных волн» . Стэнфордские новости . Проверено 26 ноября 2020 г.
  32. ^ Гейгер, Реми (2017). «Будущие детекторы гравитационных волн на основе атомной интерферометрии». Обзор гравитационных волн . стр. 285–313. arXiv : 1611.09911 . дои : 10.1142/9789813141766_0008 . ISBN  978-981-314-175-9 . S2CID   119185221 .
  33. ^ Цзяо, РЮ (2004). «На пути к MIGO, интерферометрической гравитационно-волновой обсерватории материальных волн и пересечению квантовой механики с общей теорией относительности». Дж. Мод. Опц . 51 (6–7): 861–99. arXiv : gr-qc/0312096 . Бибкод : 2004JMOp...51..861C . дои : 10.1080/09500340408233603 . S2CID   8874571 .
  34. ^ Бендер, Питер Л. (2011). "Отзыв о "Интерферометрический датчик атомных гравитационных волн" " . Физический обзор D . 84 (2): 028101. Бибкод : 2011PhRvD..84b8101B . дои : 10.1103/PhysRevD.84.028101 .
  35. ^ Джонсон, Дэвид Марвин Слотер (2011). «АГИС-ЛЕО». Атомная интерферометрия с длинной базой . Стэнфордский университет. стр. 41–98.
  36. ^ Чайби, В. (2016). «Обнаружение низкочастотных гравитационных волн с помощью наземных атомных интерферометров». Физ. Преподобный Д. 93 (2): 021101(Р). arXiv : 1601.00417 . Бибкод : 2016PhRvD..93b1101C . дои : 10.1103/PhysRevD.93.021101 . S2CID   54977395 .
  37. ^ Кануэль, Б. (2018). «Исследование гравитации с помощью крупномасштабного атомного интерферометра MIGA» . Научные отчеты . 8 (1): 14064. arXiv : 1703.02490 . Бибкод : 2018NatSR...814064C . дои : 10.1038/s41598-018-32165-z . ПМК   6138683 . ПМИД   30218107 .
  38. ^ Мур, Кристофер; Коул, Роберт; Берри, Кристофер (19 июля 2013 г.). «Детекторы и источники гравитационных волн» . Архивировано из оригинала 16 апреля 2014 года . Проверено 17 апреля 2014 г.
  39. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Агияр, Одилио Денис (22 декабря 2010 г.). «Прошлое, настоящее и будущее детекторов гравитационных волн резонансной массы» . Исследования в области астрономии и астрофизики . 11 (1): 1–42. arXiv : 1009.1138 . дои : 10.1088/1674-4527/11/1/001 . ISSN   1674-4527 . S2CID   59042001 .
  40. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Пунтуро, М; Абернати, М; Ачернезе, Ф; Аллен, Б; Андерссон, Н; Арун, К; Барон, Ф; Барр, Б; Барсуглия, М. (21 апреля 2010 г.). «Третье поколение гравитационно-волновых обсерваторий и их научные достижения» . Классическая и квантовая гравитация . 27 (8): 084007. Бибкод : 2010CQGra..27h4007P . дои : 10.1088/0264-9381/27/8/084007 . hdl : 11858/00-001M-0000-0011-2EAE-2 . ISSN   0264-9381 . S2CID   18080099 .
  41. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с д и ж г час Гарри, Грегори М. (февраль 2012 г.). «Детекторы гравитационных волн второго поколения». Двенадцатая встреча Марселя Гроссмана . Штаб-квартира ЮНЕСКО, Париж, Франция: WORLD SCIENTIFIC. стр. 628–644. дои : 10.1142/9789814374552_0032 . ISBN  978-981-4374-51-4 .
  42. ^ «Высокая частота GEO и сжатие» . www.geo600.org . Проверено 18 сентября 2019 г.
  43. ^ Бхаттачарья, Папия (25 марта 2016 г.). «У индийского детектора LIGO есть необходимые деньги, место в поле зрения, а также дата завершения» . Проволока . Проверено 16 июня 2016 г.

Внешние ссылки [ править ]

Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Gravitational-wave_observatory&oldid=1224293772"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 25a5cbeb94b8e66031a699cb3145669c__1715942760
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/25/9c/25a5cbeb94b8e66031a699cb3145669c.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Gravitational-wave observatory - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)