الفلك

كم تبعد الأحداث التي تسببت في موجات الجاذبية التي تم رصدها؟

كم تبعد الأحداث التي تسببت في موجات الجاذبية التي تم رصدها؟

تم الكشف عن عدد معين من أحداث الموجات الثقالية. هل من الممكن معرفة مدى بعد الاندماجات التي تسببت في أحداث موجات الجاذبية؟


نعم ، من الممكن حساب (ضمن نطاق خطأ) مسافة أحداث موجة الجاذبية المرصودة. من المعروف أن مجموعة متنوعة من المعلمات ستؤثر على كيفية تغير اتساع وتواتر موجات الجاذبية المرصودة بمرور الوقت كما هو مسجل في حدث "الزقزقة" من مقاييس التداخل: تتضمن المعلمات مسافة الحدث ، وكتلة كل من الأجسام المتصادمة ، الزخم الزاوي لكل كائن من الأجسام المتصادمة ، اتجاه متجهات الزخم الزاوي للأجسام فيما يتعلق ببعضها البعض ومع مستواها المداري. باستخدام النسبية العامة ، يمكنك بناء نموذج يحسب "الزقزقة" المتوقعة مع إعطاء قيمة لكل هذه المعلمات ؛ عند ملاحظة غرد ، من الممكن تحديد مجموعة هذه المعلمات التي تؤدي إلى غرد يتطابق بشكل أفضل مع الملاحظة.

إن تأثير معلمة المسافة الأكبر هو تقليل اتساع الموجات المتوقعة من الأجسام المتصادمة ذات الكتلة المعينة ، وكذلك "إبطاء" الحدث بأكمله بسبب الانزياح الأحمر الكوني.

من GWTC-1: كتالوج عابر لموجة الجاذبية لعمليات الاندماج الثنائية المدمجة التي لاحظها LIGO و Virgo خلال مرحلتي المراقبة الأولى والثانية

تحمل موجات الجاذبية من الثنائيات المدمجة معلومات حول خصائص المصدر مثل الكتل والدوران. يمكن استخلاصها من خلال الاستدلال البايزي باستخدام النماذج النظرية لإشارة GW التي تصف الإلهام والاندماج والرنين للكائن النهائي لـ BBH [23-30] والإلهام (والاندماج) لـ BNS [31-33]. تم بناء هذه النماذج من خلال الجمع بين حسابات ما بعد نيوتن [34-38] ، وشكلية الجسم الواحد الفعالة [39-44] ، والنسبية العددية [45-50].


نعم ، هذا ممكن ، لكنه أقل وضوحًا من الأشياء "العادية".

إذا كان المقابل البصري لإشارة GW موجودًا ، كما في حالة GW170817 ، فيمكن استنتاج المسافة بالطرق القياسية لمراقبة الانزياح الأحمر للمجرة المضيفة.

إذا لم يكن كذلك ، فإن مسافة اللمعان $ d_L $ لا يزال من الممكن استنتاجها لأن اتساع مقياس إشارة GW يتناسب عكسياً مع $ d_L $. يمكن بعد ذلك تحويل هذا إلى انزياح أحمر ، بافتراض وجود بعض علم الكونيات. تم القيام بذلك لأول GW للكشف عن GW150914 (أبوت وآخرون. 2016).


للإجابة على السؤال في العنوان الخاص بك (باتباع الروابط في الإجابات الأخرى):

GW170817 (نجمان نيوترونيان): 40 مليون قطعة

GW150914 (ثقبان أسودان): 410 (+160 أو -180) مليون قطعة

رابط antlersoft (GWTC-1: كتالوج عابر لموجة الجاذبية لعمليات الاندماج الثنائية المدمجة التي لاحظها LIGO و Virgo أثناء تشغيل المراقبة الأولى والثانية): تتراوح المسافات من 320 (+120-110) Mpc إلى 2840 (+1400-1360) MPC لعمليات اندماج الثقب الأسود الثنائي.

واحد Mpc (megaparsec) حوالي 3.26 مليون سنة ضوئية.


هذا إضافة إلى الإجابات الأخرى. لدينا الآن ثلاثة كاشفات GW (LIGO x2 + VIRGO). يسمح هذا باستنتاج اتجاه الحدث ، من خلال التوقيت النسبي لوصول الزقزقة ، وهي موجة مستوية بشكل فعال تمر عبر الأرض بسرعة الضوء. بشكل أكثر دقة ، استنتج أحد الاتجاهين المحتملين: نحو الحدث باتجاه نقيضه السماوي (كاشف رابع سيقضي على هذا الغموض).

لا أعرف الدقة التي يمكن استنتاج هذا الاتجاه من خلالها. ومع ذلك ، إذا افترض المرء أن اندماج الثقب الأسود لن يحدث في الفضاء بين المجرات ، فقد يعمل جنبًا إلى جنب مع المعلومات الأخرى المستخلصة من الزقزقة لتحديد المجرة التي حدثت فيها ، حتى لو لم يكن هناك انبعاث ضوئي مرئي.


مثال: GW170817 والعلاقة بين الاتجاه والمسافة

يوجد اثنين الطرق التي يمكن من خلالها تحسين المعرفة / تقدير الاتجاه تحسين تقديرات المسافة. تم توضيح كلتا الطريقتين في اكتشاف GW170817 ، وهي إشارة من اندماج ثنائي للنجم النيوتروني.

  • 1) متابعة عمليات البحث عن مصادر الضوء المنبعث. في حالة GW170817 ، ساعد البحث عن إشارة ضوئية في تحديد أصل المصدر (NGC 4994) بدقة أكبر. يسمح ذلك بتحسين تقديرات المسافة من خلال تضمين تقديرات المسافة بناءً على مصادر الضوء. (تم دعم عمليات البحث عن إشارة ضوئية من خلال تقديرات الموقع بناءً على إشارات موجات الجاذبية)
  • 2) العلاقة بين موضع المصدر وسعة الكاشف الملحوظ. يعتمد اتساع الإشارة المستقبلة على عدة عوامل مثل موضع المصدر في السماء وقوة / طاقة المصدر ومسافة المصدر. من خلال العلاقة بين اتساع الإشارة المستقبلة والمسافة إلى المصدر ، يمكن إجراء تقدير لمسافة المصدر ، ولكن كلما كانت المعرفة أو التقديرات حول العوامل الأخرى المعنية أفضل (من بينها الموضع) ، كان تقدير ستكون المسافة.

    سيكون اتساع الموجات أكبر عندما يكون المصدر أقرب ، ولكن أيضا عندما يكون اتجاه المصدر أكثر عموديًا على أذرع الكاشف (والعكس بالعكس ، فإن السعة ستكون أصغر للمصادر الأخرى ، ولكنها تحدث أيضًا عندما يكون المصدر بزاوية للكاشف).

    هذا يعني أن سعة الإشارة مرتبطة (على الأقل) بمعلمتين مختلفتين غير معروفين. أن تكون قادرة على بشكل مستقل تحديد إحدى هذه المعلمات (الموقع) ، سيسمح بتقدير أفضل للمعامل الآخر (مسافة المصدر).


مقالة مفصلة حول تحديد المعلمات: https://arxiv.org/abs/gr-qc/9402014

كيف أدى استخدام ثلاثة أجهزة كشف LIGO + VIRGO إلى تحسين موقع GW170817: https://www.ligo.caltech.edu/page/press-release-gw170817 (انظر الصورة للمقارنة مع المصادر الأخرى التي استخدمت فقط كاشفين LIGO ولديها تقدير الموقع في شكل حلقة)


تعتمد سعة الموجة الثقالية المكتشفة على عدد من العوامل - لمعان المصدر (والذي يعتمد بدوره على الكتل والفترة المدارية للنظام الثنائي المندمج) ، وتوجيه النظام الثنائي فيما يتعلق بخط البصر (نظرًا لأن موجات الجاذبية تنبعث بشدة متباينة الخواص ، فإن ميل النظام الثنائي يلعب دورًا مهم الدور) ، اتجاه مصدر GW فيما يتعلق بالكاشفات (نظرًا لأن الإشارة القصوى في مقياس التداخل تحدث عندما يكون المصدر "علويًا" فيما يتعلق بمستوى مقياس التداخل) وأخيراً ، معكوس المسافة.

من الناحية العملية ، يتم تركيب كل هذه الأشياء في وقت واحد بناءً على الإشارات الموجودة في واحد أو أكثر من أجهزة الكشف ، ولكن المبدأ الكشف هو ما يلي:

يمكن تقدير كل من الكتل والفترة في وقت واحد من خلال متابعة التطور الزمني لإشارة GW. الإشارة على الفور لها تردد ضعف التردد الثنائي ومعدل تغير التردد ينتج شيئًا يسمى "كتلة الغرد" ، وهو ما يعتمد عليه لمعان المصدر.

يتم تقدير ميل النظام الثنائي من استقطاب إشارة GW. تأتي GWs في استقطابين ، لكن هذه لا تنبعث بشكل متناحي ، لذا فإن النسبة تخبرك بالميل. تم العثور على استقطاب الإشارة المستقبلة من خلال وجود أجهزة كشف بأذرع مقياس التداخل تدور بزوايا مختلفة فيما يتعلق ببعضها البعض. جهازي LIGO محاذيان تقريبًا ، لذا فهم ضعفاء في تحديد الاستقطاب والميل. وبالتالي فإن تقديرات المسافة التي تعتمد على LIGO فقط لها أشرطة خطأ كبيرة. أدت إضافة VIRGO إلى تحسن كبير.

الاتجاه في السماء مهم أيضًا (على الرغم من أنه ليس بنفس أهمية عامل الميل $2$ مقابل عامل 2 دولار مربع {2} دولار في السعة المكتشفة). يمكن أيضًا تحديد الاتجاه تقريبًا باستخدام كاشفين من التأخير الزمني بين الإشارات ، ولكن أفضل باستخدام ثلاثة أجهزة كشف ويمكن تحديده بدقة إذا كان من الممكن العثور على نظير بصري.

لذلك مع كل هذه الأشياء ، تم العثور على المسافة أخيرًا. في أفضل الحالات ، تم العثور على حوالي 10٪ (ثلاثة كاشفات ، للكشف عنها ونظير بصري) ، بالنسبة لاثنين من أجهزة الكشف وليس هناك نظير ، فإن الدقة أشبه بعامل اثنين ، ويرجع ذلك أساسًا إلى عدم القدرة على تقييد الاستقطاب للإشارة وميل الثنائي.

تفاصيل:

العلاقة بين كتلة الغرد والتردد ومعدل التغيير في التردد تعطى تقريبًا بواسطة $$ frac {df} {dt} = left ( frac {96} {5} right) left ( frac {G mathcal {M} _c} {c ^ 3} right) ^ {5 / 3} pi ^ {8/3} f ^ {11/3} ،، $$ أين $ و $ هو التردد و $ mathcal {M} _c $ هي كتلة الغرد. وبالتالي من خلال قياس التردد ومعدل التغير في التردد (غرد الزقزقة!) فإننا نقدر كتلة الزقزقة.

تأتي GWs في استقطابين (يُشار إليهما على أنهما موجب وعبر). يتم إعطاء اتساع الإشارة المستقبلة بواسطة كاشفات GW في كل من الاستقطابين $$ h _ + = frac {2c} {D} left ( frac {G mathcal {M} _c} {c ^ 3} right) ^ {5/3} left ( frac {f} { 2 pi} right) ^ {2/3} left (1 + cos ^ 2 i right) cos 2 phi (t)، $$ $$ h_ times = frac {4c} {D} left ( frac {G mathcal {M} _c} {c ^ 3} right) ^ {5/3} left ( frac {f} {2 pi} right) ^ {2/3} ( cos i) sin 2 phi (t)، $$ أين $ D $ هي المسافة إلى المصدر ، $ phi (t) $ هي مرحلة المدار الثنائي ، و $ i $ هو الميل المداري للثنائي إلى خط البصر ($ i = 0 ^ { circ} $ يعني مستوى مداري وجهاً لوجه وكلا الاستقطابين لهما سعة متساوية). إذا $ i = 90 ^ { circ} $ (حافة على) ثم فقط $ h _ + $ تنبعث موجات الاستقطاب نحو المراقب ويتم تقليل اتساعها بعامل 2 على الأقل فيما يتعلق بالحالة المواجهة ، اعتمادًا على اتجاه الكاشف. يمكن فقط من خلال قياس نسبة اتساع الاستقطابين المختلفين $ i $ يتم تقديرها وتحويل السعة المقاسة مباشرة إلى مسافة.

الطريقة التي يتم بها القيام بذلك هي الحصول على مقاييس تداخل منفصلة لا تكون أذرعها في نفس الاتجاه المكاني. سيكون لهذه الحساسيات حساسيات مختلفة للاستقطاب الموجب والمتقاطع. على سبيل المثال ، إذا تم تدوير الذراعين بمقدار 45 درجة بالنسبة لبعضهما البعض ، فسينتج عن ثنائي الوجه نفس الإشارة في كلا الكاشفين ، ولكن إذا تم عرض المدار على الحافة عندئذٍ يكون الكاشف بأذرع عند 45 درجة على الخط التي حددتها الطائرة المدارية المسقطة لن ترى شيئًا.

إذا كانت معلومات الاستقطاب هذه غير متوفرة ، فعلى المرء أن يخمن فقط. التخمين هو أن الثنائيات تميل إلى أن تكون في وضع التشغيل أكثر من المواجهة وفي الواقع متوسط ​​قيمة $ i $ حوالي 60 درجة إذا كان الاتجاه الثنائي عشوائيًا.

مطلوب أيضًا توجيه الكاشفات فيما يتعلق بخط الرؤية إلى المصدر. تخيل الاستقطاب الزائد. إذا كان المصدر "علوي" مباشرة ، فسيؤدي ذلك إلى استجابة متساوية في كلا ذراعي مقياس التداخل. إذا قمت الآن بوضع المصدر في مستوى الكاشف بدلاً من ذلك ، فسوف ينتج عنه فقط استجابة في أحد ذراعي مقياس التداخل مما يؤدي إلى انخفاض في الإشارة بمقدار ضعفين.

يمكن العثور على حساب يمكن الوصول إليه بشكل معقول لكل هذا في Holz ، Hughes & Schutz (2018).

تم تقديم مناقشة أكثر تقنية كما هو مطبق على GW170817 (ثنائي مدمج للنيوترون sar ، يتم رؤيته بواسطة 3 مكشافات) بواسطة Abbott et al. (2017) ، حيث كانت المسافة مقيدة من إشارات موجات الجاذبية وحدها $43.8^{+2.9}_{-6.9}$ MPC. تحتوي هذه الورقة بشكل ملحوظ على الجمل

يعد قياس استقطاب GW أمرًا حاسمًا لاستنتاج الميل الثنائي.

أحد المصادر الرئيسية لعدم اليقين في قياسنا لـ H0 يرجع إلى الانحطاط بين المسافة والميل في قياسات GW. ثنائي المواجهة أو المواجهة بعيدًا له سعة موجة جاذبية مماثلة للثنائي ذي الحافة على الحافة الأقرب للداخل.


قياس عمر الكون بموجات الجاذبية

تصور فنان لدمج نجم نيوتروني ثنائي. تم الكشف مؤخرًا عن موجات الجاذبية الناتجة عن اندماج النجوم النيوترونية الثنائية والثقوب السوداء الثنائية بواسطة منشآت LIGO و Virgo. يمكن استخدام هذه القياسات لحساب عمر الكون بطريقة مستقلة عن الطريقتين التقليديتين المستخدمتين سابقًا. حسب علماء الفلك أنه في السنوات الخمس المقبلة ، من المحتمل أن يتم اكتشاف خمسين حدثًا من هذا القبيل ، حيث ستمكن إحصائياتهم من تحديد العمر بدقة 2٪ ، وهو ما يكفي أيضًا لحل عدم التوافق الحالي بين التقديرين الآخرين. الائتمان: National Science Foundation / LIGO / جامعة ولاية سونوما / أ. سيمونيت

يمكن تلخيص أهم لغز في علم الكونيات اليوم & # 8217 (دراسة الكون ككل) في سؤال واحد: كم عمره؟ لما يقرب من قرن من الزمان & # 8212 منذ اكتشافات أينشتاين وهابل و LeMaitre وغيرهم أدت إلى نموذج الانفجار الكبير للإنشاء & # 8212 عرفنا الإجابة. يبلغ عمره حوالي 13.8 مليار سنة (باستخدام البيانات الحالية). ولكن في العقد الماضي فقط ، أدت طريقتا القياس البديلتان إلى تضييق الشكوك في نتائجهما إلى نسبة قليلة للوصول إلى نتيجة مذهلة: كلاهما لا يتفقان مع بعضهما البعض. نظرًا لأن كلتا الطريقتين تعتمدان على نفس النموذج والمعادلات تمامًا ، فإن فهمنا للكون خاطئ إلى حد ما وربما يكون # 8212 كذلك بشكل أساسي.

أدخل الإنجاز التقني الأكثر إثارة في علم الفلك لعقود من الزمن ، وهو اكتشاف موجات الجاذبية (GW) الناتجة عن اندماجات الثقوب السوداء أو النجوم النيوترونية مع بعضها البعض بواسطة LIGO-Virgo ، والتي ستنضم قريبًا إلى مرافق أخرى مماثلة للكشف عن GW في بلدان أخرى . من المحتمل أن يتم تسوية حل المعضلة الكونية قريبًا بواسطة هذه الأدوات وفقًا لورقة بحثية جديدة عن الطبيعة أعدها هسين يو تشين من مبادرة هارفارد آند # 8217s Black Hole ، و Maya Fishbach و Daniel E. يصف المؤلفون كيف أن الاكتشافات القادمة لـ GW ستحتوي على إحصائيات كافية لتسوية مسألة العمر ، مما يجبر أحد الأساليب أو الأخرى (أو ربما كلاهما) على إعادة التفكير في فهمهم الأساسي ، أو ربما حتى فرض تغيير جديد في متى وكيف الخلق.

تعتمد الطريقتان المتضاربتان حاليًا على ملاحظات لأجزاء مختلفة تمامًا من النظام الكوني. الطريقة الأولى تقيس ونمذجة إشعاع الخلفية الكونية الميكروويف (طريقة CMBR) التي أنتجها الكون عندما تبرد بعد حوالي 380.000 سنة وسمح لتكوين ذرات الهيدروجين المحايدة والضوء بالانتشار دون تناثر. الطريقة الثانية ، التي استخدمها هابل وفسرها LeMaitre ، تقيس المجرات. تستفيد هذه الطريقة من توسع الكون لربط مسافة المجرة بسرعة ركودها ، ما يسمى بقانون هابل-لو مايتري ، ولاشتقاق معلمة هابل-ليمايتري التي تصف المدة التي كانت هذه المجرات في حالة حركة ، والمتعلقة بـ عمر الكون. يعتمد جميع علماء الفلك اليوم على هذا التعبير للحصول على المسافات إلى المجرات البعيدة جدًا لقياسها مباشرةً ، ولكن يمكن رؤية سرعاتها بسهولة في انزياحات دوبلر (الانزياح الأحمر) لخطوطها الطيفية. في حين أن الاستخدام الأكثر شيوعًا للمعامل هو الحصول على عمر الكون ، فإن قيمته تؤثر على جميع المعلمات الأخرى في النموذج الكوني (حوالي تسعة منها) والتي تشرح معًا أيضًا شكل الكون وخصائص تمدده.

قام هابل بمعايرة مجموعة المسافات الخاصة به مع المجرات القريبة ، لكننا اليوم قادرون على رؤية المجرات بعيدة جدًا عن ضوءها الذي يسافر إلينا لأكثر من عشرة مليارات سنة. المستعرات الأعظمية (SN) ، أو على الأقل تلك التي يُعتقد أن سطوعها مفهومة جيدًا ، يمكن رؤيتها من مسافات بعيدة ، وبالتالي تم استخدامها لتمهيد معايرة مقياس المسافة إلى الخارج من حي هابل الأصلي. هناك تعقيدات دقيقة في SN غير مفهومة جيدًا ، ومع ذلك ، تؤدي إلى عدم اليقين الذي أخذ يتضاءل مع تحسن فهمنا لها. هذه الشكوك اليوم صغيرة بما يكفي لاستبعاد النتيجة المماثلة من قياسات CMBR.

طريقة GW لقياس المسافة مستقلة تمامًا عن كل من طريقتين galaxy و CMBR. توفر النسبية العامة وحدها القوة الجوهرية لإشارة GW من إشارة الرنين الخاصة بها ، وتوفر قوتها المرصودة مقياسًا مباشرًا لمسافتها. (يتم الحصول على معلومات السرعة من الانزياح الأحمر للخطوط الذرية في المجرة المضيفة). قامت الدكتورة تشين وزملاؤها بمحاكاة 90.000 حدث اندماج في الثقب الأسود الثنائي أو أنظمة النجوم النيوترونية الثنائية ، بما في ذلك خصائص المجرة المضيفة ، وتضمنت تأثيرات الاختيار المحتملة والتعقيدات الأخرى. تعتمد قوة GW ، على سبيل المثال ، على زاوية رؤيتنا لميل الاندماج ، في حين أن عدد الأحداث التي نتوقعها مقيد تقريبًا من خلال الاكتشافات حتى الآن. بما في ذلك حالات عدم اليقين هذه وما شابهها ، استنتج علماء الفلك أنه في غضون السنوات الخمس المقبلة ، من المحتمل أن تقوم طريقة GW بإصلاح معلمة Hubble-LeMaitre (أي عمر الكون) بدقة 2٪ ، و 1٪. في غضون عقد من الزمان ، كان جيدًا بما يكفي لاستبعاد إحدى الطريقتين الأخريين أو كليهما. تم تعزيز استنتاجات الورقة الجديدة & # 8217s من خلال حقيقة أن ورقة واحدة تستخدم طريقة GW لتقدير العمر قد ظهرت بالفعل. كان لديه عدم يقين ما بين 11.9 مليار سنة إلى 15.7 مليار سنة ، ويمتد على حد سواء CMBR الحالي وقيم المجرة. لكن الورقة الجديدة تُظهر أنه في غضون خمس سنوات سيتم اكتشاف ما يقرب من خمسين حدثًا غيغاواط آخر ، وينبغي أن تكون هذه كافية لتسوية الأمر ... والدخول في حقبة جديدة في علم الكونيات الدقيق.

يقع المقر الرئيسي لمركز هارفارد سميثسونيان للفيزياء الفلكية (CfA) في كامبريدج ، ماساتشوستس ، وهو تعاون بين مرصد سميثسونيان للفيزياء الفلكية ومرصد كلية هارفارد. علماء CfA ، منظمين في ستة أقسام بحثية ، يدرسون أصل الكون وتطوره ومصيره النهائي.

المنشور: هسين يو تشين ، وآخرون ، & # 8220A قياس ثابت هابل بنسبة 2 في المائة من صفارات الإنذار القياسية في غضون خمس سنوات ، & # 8221 Nature (2018)


3 إجابات 3

وفقًا للإعلان الصحفي ، أدى اندماج الثقوب السوداء إلى إطلاق كمية من الطاقة تعادل ثلاث كتل شمسية (طاقة مُعطاة بمقدار $ E = mc ^ <2> $ حيث يمثل $ m $ ثلاثة أضعاف كتلة الشمس) ، وهي كمية مذهلة من الطاقة. إذا كنت قريبًا جدًا ، فإن قوى المد والجزر المتقلبة بسرعة على جسمك ستسبب ضغطًا وشدًا متناوبًا على جسمك ، مما يؤدي إلى تمزيق جسمك إلى أجزاء صغيرة ، والتي تعتبر بالتأكيد "تأثيرًا مجهريًا".

بالتأكيد ، على مسافة مناسبة ، ستظل قادرًا على الشعور بموجة الجاذبية دون التعرض للقتل. ومع ذلك ، مع مثل هذه الكمية الهائلة من الطاقة التي يتم إطلاقها من جسمين صغيرين جدًا وقريبان من بعضهما وفقًا للمعايير الفلكية ، لكي تكون التجربة قابلة للبقاء عليك أن تكون بعيدًا جدًا بحيث لا يمكنك فعلاً " مراقبة الاندماج "بالعين المجردة. على سبيل المثال ، لن تكون قادرًا على رؤية نقطتين أسودتين في السماء تندمجان في واحدة.

ينخفض ​​الإجهاد (نسبة الإزاحة من التوازن إلى فصل التوازن) لموجات الجاذبية بمقدار $ 1 / r $ لمسافة $ r $ من المصدر. نظرًا لأن الإجهاد في هذه الحالة بلغ ذروته عند $ 10 ^ <-21> $ على مسافة 1.3 دولار times10 ^ 9 mathrm = 1.3 times10 ^ <25> mathrm$ ، تتوقع إجهادًا في حدود $ 1 ٪ $ على مسافة 1300 دولار mathrm$. كمرجع ، الإشارة المرصودة من الثقوب السوداء التي كانت تساوي 100 $ mathrmدولار في نصف القطر في البداية.

أقرب بكثير من هذا ، وتنهار النظرية الخطية لـ GR. يتم تحديد موجات الجاذبية بشكل جيد فقط في حدود السعة الصغيرة. عن قرب ، لدينا نظام المجال القريب حيث تهيمن التأثيرات غير الخطية التي لا يمكن وصفها حقًا على أنها موجات بسيطة. العبارة البسيطة الوحيدة التي يمكن فعلها هنا هي أن التشوهات تكون أقوى.

مع العلم أن الطاقة المنبعثة تبلغ حوالي 3 كتل شمسية ، وإذا استخدمنا صيغة الطاقة الشهيرة لأينشتاين $ E = mc ^ 2 $ لدينا إذن:

$ نص E = 1989 cdot10 ^ <30> مرات 3 مرات c ^ 2 تقريبًا 2 cdot10 ^ <43> نص$

وهي كمية هائلة من الطاقة. هذا هو انبعاث طاقة أكبر من المستعر الأعظم (!) ويشبه انفجارات أشعة جاما (أكبر انبعاث للضوء بعد الانفجار العظيم).

مما يجعله "علمًا شائعًا" ، هذا هو مقدار السعرات الحرارية (الطاقة) الذي ستمنحه لك أواني نوتيلا بوزن 400 كجم 5 دولارات.

إذا كانت هذه الكمية من الطاقة داخل موجات الجاذبية المارة قد ألقت بنا ، فسنبدو مثل السباغيتي. سيكون جسدنا وأرضنا مشوهين أو ممددين بشكل واضح. ربما تكون كلمة "يشعر" غير مناسبة لأنها ستكون "موت" أكثر. إن الدوران حول النظام على مسافة آمنة أمر معقول ، مع العلم أنه يتعين علينا الاهتمام بـ ISCO المشترك (مدار دائري مستقر داخلي أو آخر مدار مستقر) لكلا الثقوب السوداء قبل اندماجهما. يمكننا تحديده من خلال:

حيث $ M $ كتلة الثقب الأسود بالدولار كجم $ و $ G $ ثابت الجاذبية العام بالدولار N cdot m ^ 2 cdot kg ^ <-2> $ و $ c $ سرعة الضوء بالدولار م cdot s ^ <-1> $. لدينا بعد ذلك ، بالنسبة لأضخم ثقب أسود (هنا كتل شمسية بقيمة 36 دولارًا):

بالنسبة للثقب الأسود الدائري الذي تبلغ كتلته 62 دولارًا من الطاقة الشمسية ، لدينا <دولار_>_= 5،494 cdot10 ^ 5m = 549،4km $


تصفح & # 8217s في الفضاء: قصة موجات الجاذبية

كيف يمكننا اكتشاف الاصطدام العنيف لوحوشين عملاقين غير مرئيين في الفضاء الذي حدث منذ أكثر من مليار سنة؟ حتى سنوات قليلة مضت ، لم نتمكن من ذلك. لكن ذلك تغير مع الاكتشاف الرائد لموجات الجاذبية.

قبل مائة عام ، نشر ألبرت أينشتاين نظريته عن النسبية العامة. في ذلك ، تنبأ رياضيًا أنه عندما يصطدم جسمان كثيفان للغاية في الكون ، فإن الحدث العنيف سيرسل تموجات عبر الفضاء. في عام 2015 ، تم اكتشاف هذه التموجات لأول مرة. يفتح اكتشاف موجات الجاذبية حقبة جديدة من الفيزياء الفلكية تنتظر التطور ، ولكن ما هي موجات الجاذبية هذه ، وكيف تم اكتشافها على الأرض؟

موجات الجاذبية هي أصداء الاصطدامات العنيفة التي حدثت منذ زمن بعيد. تموت النجوم التي تكون أكبر بعشرات المرات من الشمس وتخلق الثقوب السوداء أو النجوم النيوترونية التي تسبب موجات الجاذبية هذه عندما مات النجم الضخم ، انهار على نفسه حتى احتوت كتلة النجم في مساحة صغيرة بشكل لا يصدق. في بعض الأحيان ، يدور ثقبان أسودان مثل هذا حول بعضهما البعض ، وهو ما يسمى نظام الثقوب السوداء الثنائية. يمكن أن تتصادم هذه الثقوب السوداء الثنائية تجاه بعضها البعض ، وتنتهي في تصادم عنيف حيث تندمج وتشكل ثقبًا أسودًا أكبر.

عندما يحدث هذا الاصطدام ، تنبعث الطاقة من النظام إلى الفضاء. فكر في هذا مثل تموجات تشع عبر بركة عندما يسقط صخرة في الماء. إذا كنت في الماء على الجانب الآخر من البركة ، فستعرف أن شيئًا ما قد سقط في الماء حتى لو كنت تواجه الاتجاه الآخر ولا يمكنك رؤيته ، لأنك ستكون قادرًا على الشعور بالتموجات. إذا كان بإمكانك قياس حجم التموجات بدقة ، يمكنك معرفة حجم الصخرة ، ومدى سقوطها ، والاتجاه الذي أتت منه التموجات. الصخور التي تضرب الماء هي الثقوب السوداء التي تصطدم ، والتموجات في البركة هي موجات الجاذبية.

موجات الجاذبية ليست تموجات من الماء في البركة ، ولكنها تموجات من الطاقة في نسيج الفضاء. عندما تمر موجة الجاذبية الأرض ، فإنها تسبب تمددًا وضغطًا للفضاء ، وهو ما نقيسه كتغيير قصير في المسافة بين نقطتين. تنتقل موجات الجاذبية بسرعة الضوء ولا يمكن أن تراها أعيننا أو أي تلسكوب. لآلاف السنين ، درسنا الكون باستخدام المعلومات التي تعلمناها فقط من خلال النظر من خلال التلسكوبات ودراسة الضوء الذي رأيناه. حتى عام 2015 ، كل ما نعرفه عن الكون خارج نظامنا الشمسي تعلمناه من الضوء. أدى اكتشاف موجات الجاذبية إلى تغيير هذا الأمر ، مما يجعله اكتشافًا هائلاً سيغير الطريقة التي نتعلم بها عن الكون من الآن فصاعدًا.

يبدو الأمر كما لو كنا أصم ، معتمدين فقط على أعيننا ، طوال تاريخ البشرية ، والآن تعلمنا كيف نسمع للمرة الأولى.

تُظهر الصورة الموجودة على اليسار رسمًا تخطيطيًا مع تسمية الأجزاء المختلفة من مقياس التداخل. تُظهر الصورة الموجودة على اليمين صورة جوية لليغو.

لكي نكون قادرين على استخدام "آذاننا الكونية" الجديدة (التي ، بالطبع ، تكتشف موجات الجاذبية بدلاً من الصوت) ، كان علينا تطوير نوع جديد تمامًا من الأدوات التي تقيس التغيرات الطفيفة في المسافة مع مرور موجات الجاذبية. يسمى هذا الكاشف مرصد مقياس التداخل بالليزر لموجات الجاذبية (LIGO). يتكون من ذراعين بزاوية قائمة على بعضهما البعض بطول 2.5 ميل. يتم تقسيم شعاع ليزر دقيق للغاية إلى قسمين في زاوية الذراعين وتنتقل الحزم المنقسمة عبر الأنفاق وتعكس المرايا في نهاية كل ذراع. عندما تعود الحزم إلى زاوية الذراعين ، فإنها تتحد في شعاع واحد. بسبب تصميم الأنفاق والضوء المستخدم ، عادةً ما تلغي الحزم بعضها البعض فيما يُعرف باسم التداخل التدميري الكلي ، مما يعني أنه عندما يعيدون تجميعهم ، "يطرحون" ولا يوجد ضوء مرئي. عندما تمر موجة الجاذبية ، تنتقل إحدى الحزم إلى مسافة أبعد قليلاً من الأخرى بسبب التمدد والضغط القصير للفضاء ، لذلك عندما تتحد الموجات الضوئية لا تلغي بعضها البعض تمامًا ويكتشف بعض الضوء.

نظرًا لأن موجات الجاذبية صغيرة جدًا ، فإن LIGO حساس للغاية ويجب أن يكونوا حريصين جدًا للتأكد من أن الضوء المكتشف هو بالفعل من موجات الجاذبية وليس من قطار شحن عابر أو مصدر آخر أقل إثارة على الأرض. لمكافحة هذا ، يوجد كاشفان من LIGO ، أحدهما في لويزيانا والآخر في واشنطن. يقع كلاهما في مناطق نائية بحيث يتم تقليل التداخل الأرضي إلى الحد الأدنى. لتأكيد الاكتشاف ، يجب أن يكتشف كلا المرصدين نفس الإشارة بالضبط في نفس الوقت بالضبط. بمجرد تأكيد الاكتشاف ، يمكنهم معرفة حجم الثقوب السوداء التي اصطدمت ، واتجاهها ، ومدى بُعدها.

هذا الرقم من أبوت وآخرون. آل. يوضح أن إشارة الموجة الثقالية التي تنبأت بها النسبية العامة (باللون الأحمر) تتطابق تمامًا مع البيانات التجريبية (الرمادية) مما يعني أن الاكتشاف يتفق مع النسبية.

حتى الآن ، تم رصد موجات الجاذبية ثلاث مرات. في كل مرة ، تتطابق الإشارة التي اكتشفوها تمامًا مع الإشارة التي تم توقعها رياضيًا باستخدام النسبية العامة. هذا مهم للغاية لأنه يوفر طريقة لموجات الجاذبية لاختبار نظرية أينشتاين. لأنهم يتفقون ، يمكننا وضع المزيد من الثقة في كل النسبية العامة.

لذلك ، اكتشفنا موجات الجاذبية. ماذا سيأتي بعد ذلك؟ هناك الكثير لنتعلمه من موجات الجاذبية. لا تصدر الثقوب السوداء أي ضوء ، مما يجعل من المستحيل اكتشافها باستخدام التلسكوبات. هذا يعني أنه حتى الآن ، كانت دراستهم تجريبية صعبة للغاية. تعطينا موجات الجاذبية بالتأكيد طريقة جديدة مهمة لدراسة الثقوب السوداء ، لكن هذا ليس كل شيء. يتم بناء المزيد من مراصد موجات الجاذبية مثل LIGO في جميع أنحاء العالم. من المحتمل أن تكتشف هذه المراصد الأحداث الكونية الدرامية الأخرى التي تنتج موجات الجاذبية ، مثل النجوم المتفجرة التي تسمى المستعرات الأعظمية والنجوم النيوترونية المتصادمة. تنبعث هذه الأحداث من الضوء ، لذا سنكون قادرين على مقارنة المعلومات من التلسكوبات بالمعلومات من موجات الجاذبية. بالطبع ، من المتوقع أن تمنحنا القدرة على رؤية و "سماع" حدثًا نظرة ثاقبة أكثر بكثير مما كنا نحصل عليه سابقًا. إن اكتشاف موجات الجاذبية يفتح حقًا فصلًا جديدًا تمامًا في سعينا المثير لمعرفة المزيد عن الكون.

أبوت ، ب. ، إت. آل. (2016). مراقبة موجات الجاذبية من اندماج الثقب الأسود الثنائي. رسائل المراجعة البدنية, 116(6). دوى: 10.1142 / 9789814699662_0011


تم اكتشاف موجات الجاذبية بعد 100 عام من تنبؤ أينشتاين

لأول مرة ، لاحظ العلماء تموجات في نسيج الزمكان تسمى موجات الجاذبية ، تصل إلى الأرض من حدث كارثي في ​​الكون البعيد. يؤكد هذا التنبؤ الرئيسي لنظرية النسبية العامة لألبرت أينشتاين عام 1915 ويفتح نافذة جديدة غير مسبوقة على الكون.

تحمل موجات الجاذبية معلومات حول أصولها الدرامية وطبيعة الجاذبية التي لا يمكن الحصول عليها بطريقة أخرى. خلص الفيزيائيون إلى أن موجات الجاذبية المكتشفة قد تم إنتاجها خلال الجزء الأخير من الثانية من اندماج ثقبين أسودين لإنتاج ثقب أسود واحد أكثر ضخامة. تم التنبؤ بهذا الاصطدام بين ثقبين أسودين ولكن لم يتم رصده.

تم الكشف عن موجات الجاذبية في 14 سبتمبر 2015 في تمام الساعة 5:51 صباحًا بتوقيت شرق الولايات المتحدة بواسطة كلا الكاشفين المزدوجين لمرصد موجات الجاذبية بالليزر (LIGO) ، الموجودان في ليفينغستون ، لوس أنجلوس ، وهانفورد ، واشنطن. تم تمويل مراصد LIGO من قبل مؤسسة العلوم الوطنية وتم تصميمها وبنائها وتشغيلها من قبل معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا ومعهد ماساتشوستس للتكنولوجيا. الاكتشاف مقبول للنشر في المجلة رسائل المراجعة البدنية، من قبل LIGO Scientific Collaboration (والذي يتضمن GEO Collaboration والاتحاد الأسترالي لعلم فلك الجاذبية التداخلية) و Virgo Collaboration باستخدام بيانات من كاشفين LIGO.

"الحلم بهذا لفترة طويلة"

لعب علماء الفيزياء بجامعة شيكاغو دورًا مهمًا في تحديد أن كواشف ليجو قد اكتشفت موجات الجاذبية من اندماج ثقبين أسودين. ثلاثة من علماء الفيزياء في جامعة كاليفورنيا هم من بين العديد من المؤلفين المشاركين في الدراسة التي توضح تفاصيل الاكتشاف.

بالنسبة للعلماء في جامعة شيكاغو ، فإن الاكتشاف يتحدث بقوة عن ماضي مجالهم ومستقبله المثير.

قال دانيال هولز ، المتعاون في LIGO ، الأستاذ المساعد في الفيزياء في UChicago: "لقد كنا نحلم بهذا الأمر منذ فترة طويلة". "إنها المرة الأولى التي نرى فيها شيئًا كهذا ، ويفتح حقًا فصلًا جديدًا في الفيزياء. لا يمكنك القيام بذلك كثيرًا ".

وقال هولز إنه بالإضافة إلى توفير الملاحظة الأولى للتموجات في الزمكان ، فإن هذا الاكتشاف هو تأكيد مثير على حقيقة أن الثقوب السوداء حقيقية. قال: "كان مجتمع الفيزياء مقتنعًا ، لكننا لم نر أحدًا عن قرب". "الآن نحن نذهب مباشرة إلى قلب هذه الأشياء ، من على بعد مليار سنة ضوئية. هذه القياسات لا تدع مجالًا للشك في وجود الثقوب السوداء ".

كان الفيزيائي الأسطوري من جامعة شيكاغو ، سوبراهمانيان شاندراسيخار ، أول من اقترح في عام 1930 أن النجوم الضخمة قد تنهار إلى أشياء مثل الثقوب السوداء - وهي الفكرة التي سخر منها علماء الفيزياء البارزون في البداية. قال إدوارد "روكي" كولب ، عميد قسم العلوم الفيزيائية في جامعة شيكاغو ، إنه على الرغم من أهمية التحقق من صحة نظريات أينشتاين وتشاندراسيخار ، فإن نتائج LIGO تفعل أكثر من ذلك بكثير.

قال كولب: "هذا يفتح نافذة جديدة على الكون ، لفهم الأحداث الأكثر عنفًا التي تحدث". "نحن في موقع رائع في جامعة شيكاغو لاستغلال هذه الفرصة الجديدة. باستخدام أدوات مثل تلسكوبات ماجلان في تشيلي وتلسكوب ماجلان العملاق المستقبلي ، والذي تعد فيه UChicago شريكًا مؤسسًا ، سنحاول رؤية الألعاب النارية التي يجب أن تصاحب ما سمعناه للتو من خلال موجات الجاذبية ".

الأحداث الكونية "المتطرفة بشكل مذهل"

المتعاونون مع Holz في UChicago في مشروع LIGO هم بن فار ، زميل ماكورميك في معهد إنريكو فيرمي ، وطلاب الدراسات العليا هسين يو تشين وزهير دكتور. لقد لعبوا معًا دورًا مهمًا في تحليل الإشارات للمساعدة في تحديد مصدر موجات الجاذبية ، والتي تسبب تموجات في نسيج الزمكان. LIGO detects this warping of space using laser interferometers, which are sensitive to minute changes in the length of the cavities that the lasers travel through.

“The detector tells you when it sees wiggles–the two detectors, although separated by thousands of miles, wiggle in a predictable way at almost the same time,” Holz said. “That tells you there must have been a gravitational wave event. Then you try to understand what produced the wiggles.”

The Sept. 14 event was so intense that in the moment before the colliding black holes swallowed each other, they emitted more energy than the entire rest of the universe combined. By studying the LIGO data over a period of months, Holz’s team contributed to the international effort to calculate the properties of the black hole collision, such as the mass of the black holes, how far away they are and where they happened in the sky.

Holz previously had written papers suggesting that LIGO analysts should be on the lookout for collisions of two black holes, since they should produce waves strong enough and frequently enough to be observed on Earth. The scale of the cosmic smash-up that LIGO observed is almost unimaginable, Holz said.

“Most black holes have masses in the range of our sun, but these two are significantly more massive,” Holz said. “Each black hole compresses 30 suns into an object that’s about one hundred miles across, and they crash into each other at almost the speed of light. It’s just mind-blowingly extreme.”

The team also has played a key role in testing how well the colliding black holes match what relativity theory predicts.

“Does this agree with the predictions of Einstein or are there some little differences? We’re trying to help address that question,” Holz said. “The short answer is that our observations agree perfectly with Einstein’s theory, which is quite remarkable.”

For the UChicago team, the feeling post-discovery is almost bittersweet, Holz said, because “there’s an awareness that it’s such a unique moment. It’s so thrilling, so intense, so revolutionary.”

Yet collaborators are excited about the next phase of discovery. With continuing upgrades to the detectors’ sensitivity, the detection of gravitational waves should become commonplace.

“This is a completely new way of doing astronomy,” Holz said. “Traditional telescopes enhance our sight, but gravitational waves are a lot like sound—a sound that actually ripples through spacetime. Up until now, we’ve been deaf to the universe. Now we’re hearing it for the first time.”

More about the LIGO collaboration

LIGO research is carried out by the LIGO Scientific Collaboration, a group of more than 1,000 scientists from universities around the United States and in 14 other countries. تقوم أكثر من 90 جامعة ومعهد بحث في LSC بتطوير تقنية الكاشف وتحليل البيانات ، ما يقرب من 250 طالبًا يساهمون بقوة في التعاون. تشتمل شبكة الكاشف LSC على مقاييس التداخل LIGO وكاشف GEO600. The GEO team includes scientists at the Max Planck Institute for Gravitational Physics (Albert Einstein Institute, AEI), Leibniz Universität Hannover, along with partners at the University of Glasgow, Cardiff University, the University of Birmingham, universities in the United Kingdom and the University of the Balearic Islands in Spain.

LIGO was originally proposed as a means of detecting these gravitational waves in the 1980s by Rainer Weiss, professor emeritus of physics from MIT Kip Thorne, Caltech’s Richard P. Feynman Professor of Theoretical Physics Emeritus and Ronald Drever, professor emeritus of physics, also from Caltech.

Virgo research is carried out by the Virgo Collaboration, consisting of more than 250 physicists and engineers belonging to 19 different European research groups: six from Centre National de la Recherche Scientifique (CNRS) in France eight from the Istituto Nazionale di Fisica Nucleare (INFN) in Italy two in The Netherlands with Nikhef the Wigner RCP in Hungary the POLGRAW group in Poland and the European Gravitational Observatory (EGO), the laboratory hosting the Virgo detector near Pisa in Italy.


Einstein’s Gravitational Waves Finally Detected

On May 29, 1919, the remote tropical island of Príncipe off the West African coast was the unlikely site of news that would forever change the world. The tiny Portuguese colony, a volcanic rock that is now part of the independent nation of São Tomé and Príncipe, was then mostly covered with jungle and sugar plantations. But it also happened to lie on the path of totality of a solar eclipse that a team of scientists, led by eminent British astrophysicist Arthur Eddington, had come to photograph.

By 1919, solar eclipses were sufficiently well-understood and documented that normal circumstances would not have warranted an expedition to such a far-flung place just to take a few pictures. But these were not ordinary circumstances. Three years earlier, a comparatively unknown physicist, Albert Einstein, had proposed a radical new theory of physics, so-called general relativity, which made a number of startling and counterintuitive predictions that threatened to supersede the majestic edifice of Newtonian physics.

According to general relativity, gravitational fields — which the theory interpreted as curvature in space-time — could be expected to bend light itself, resulting in the distortion of images of stars, galaxies, and other celestial objects. All new theories need to undergo rigorous testing, and it was proposed that a solar eclipse would be a means of testing whether starlight really could be bent as Einstein insisted. The sun’s disk during the 1919 solar eclipse would be in the star cluster Hyades in the constellation Taurus. Eddington made precise measurements of the observed positions of the stars in the Hyades cluster prior to the eclipse, and then took multiple photos of them during totality, when the stars were visible around the darkened disk of the sun. Sure enough, the stars appeared to have changed position very slightly, verifying for the first time Einstein’s theory.

The discovery was broadcast to the world, and Albert Einstein became an overnight celebrity. Theoretical physics was revolutionized. And scientists continued to test other predictions made by general relativity over the decades, validating Einstein’s theory over and over again.

Only one of Einstein’s predictions stubbornly eluded verification: gravitational waves. If the gravitational fields of massive objects produced curvatures in space-time, then their violent perturbation via explosion, collapse, collision, or other enormously energetic events should produce waves that would propagate through space-time like ripples from a stone tossed into water.

It was an elegant theoretical result, but verification proved exceedingly difficult. In the early 1970s, theoretical physicists such as MIT’s Rainer Weiss and CalTech’s Kip Thorne came up with the novel idea to use lasers to detect gravitational waves. It was two decades more before the federal government set aside funds for the construction of what became the Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO), a massive pair of perfectly straight tunnels at right angles to each other down which laser beams were directed through a near-total vacuum. Any gravitational wave propagating through the facility (or any of several other similar facilities around the world) would pass first through one beam and then the other a fraction of a second later, causing a minute deflection that sensitive instruments could then record.

Last September 14, after two decades of searching, the long-awaited event finally occurred. At about eleven in the morning in Italy, an anomalous chirp was detected by the LIGO facility there. The news spread rapidly around the world in the close-knit community of gravitational wave scientists, all of whom kept the event a secret while the data was checked and re-checked.

As it turned out, the event was a relic of something that had happened long, long ago in a galaxy far, far away — more than a billion light-years, in point of fact. In that spot almost inconceivably remote in space and time, two very massive black holes in close orbit around one another had finally merged into one larger black hole, causing a massive disruption in space-time that had propagated outward as a gravitational wave travelling at the speed of light. For more than a billion years it traversed the cosmos before finally washing up on the shores of earth, where it became the vindication of the final piece of Einstein’s great theory one century after first publication.

Rainer Weiss and Kip Thorne — now retired from regular university work but still active as theorists — along with several colleagues, presented the momentous finding in a press conference on Thursday morning. The project had cost an enormous sum and many years of patient work, but had finally yielded the hoped-for result. Just as the recent discovery of the Higgs Boson furnished the final empirical verification of the so-called “standard model” of particle physics, so the discovery of gravitational waves capped a century-long project of testing and verifying the predictions of general relativity. With general relativity (a deterministic or “classical” theory) apparently irreconcilable with quantum mechanics (a stochastic or non-deterministic theory, and the other great achievement of 20 th century physics), talk is already circulating about the end of theoretical physics. Both theories have been extraordinarily successful while being utterly at odds with each other, and every attempt at a “grand unified theory” that would supersede them both has met with abject failure.

That said, the potentialities of new observational science exploiting gravitational waves are limitless. Just as astronomy discovered entirely new realms of observation when it moved from visible-light telescopes to infrared, radio waves, x-rays, and gamma rays, so too astronomers and cosmologists expect the brand-new domain of gravitational waves to open new vistas of observation. Gravitational waves have been likened to sound waves on earth, such that, prior to last September, scientists were able to see the universe but not “hear” it.


How do we know LIGO detected gravitational waves?

The Advanced LIGO gravitational wave detectors are extremely sensitive instruments, measuring almost impossibly small changes in length. Their sensitivity is equivalent to measuring a change in distance the thickness of a human hair between Earth and Alpha Centauri, the closest star to Earth. Naturally, such a sensitive measurement picks up background noise in the form of disturbances that pollute the signal. For example, we might expect to see wind gusts, lightning strikes, earthquakes, or four buses full of middle schoolers rolling down the driveway to appear in the data as noise.

How then can we be sure LIGO really detected a gravitational wave signal in binary black hole merger GW150914 and not a short-duration burst of noise called a glitch?

At a fundamental level, the line of reasoning is simple:
1. First show that the signal is significant relative to the background noise
2. Then show that it could not be caused by anything except a gravitational wave.

The first task belongs primarily to the data analysis groups that search the data for coincident patterns consistent with gravitational waves between the two widely separated detectors. The second half is the centerpiece of this paper. Detector characterization is the boring name for the exciting detective work of tracking down causes of spurious signals in the LIGO detectors. It requires equal parts experience with the LIGO instrumentation, gravitational wave astrophysical analyses, and big-data mining. The LIGO Detector characterization group is charged with identifying the types of noise glitches and helping to mitigate them. The group is also responsible for vetting the quality of the data.

Often the first step in improving data quality is spotting patterns that allow us to sort glitches into classes that likely have a common cause. Without yet knowing the instrumental cause, this pattern-spotting can result in some whimsical names for different glitch types, including ‘Whistles’, ‘Blips’, ‘Koi fish’, and even ‘Fringey the sea monster’.

The next step is to find the source of the classified glitches, and as in any good detective story, this requires a mixture of intuition, experience, and solid legwork. One powerful method is to search for correlations between glitches in the gravitational wave output channel of the detector and any of more than 200,000 auxiliary channels. These auxiliary channels include monitors of behavior internal to the detectors as well as a suite of environmental sensors.

An example of this process from the recent observation run is the curious case of the 60 Hz glitches at the LIGO-Hanford site.

/>Before the start of the observing run, we noticed glitches at 60 Hz in LIGO-Hanford’s data that occurred about once an hour. We also saw coincident glitches in magnetometers at the end of one of the arms of the interferometer. During the summer, the time between these glitches was a little less than an hour. As the weather became cooler during autumn, the time between glitches grew to over an hour, suggesting a temperature-related cause.

Using handheld magnetometers, the culprit was identified as a refrigerator. Whenever the fridge compressor switched on, it would draw a burst of power that coupled into the electronics of the instrument. The glitches disappeared after the refrigerator was unplugged. (No refrigerators were harmed in the making of this discovery).

/>Another practical challenge is understanding how well we can measure the effect of the environment on the data. This relies on a network of environmental sensors such as seismometers, accelerometers, microphones, radio antennae, and magnetometers that are installed around each of the two detectors. We perform injection tests where we induce an artificial environment noise, like an oscillating magnetic field, and measure the response of the detector data as well as the sensor network. Sometimes this is done with equipment like a magnetic field generator, but sometimes simulating realistic anthropogenic noise comes down to a bunch of scientists jumping up and down, or dropping heavy objects.

So now that we understand our noise and how it affects our astrophysical analyses, what more do we know that makes us sure that GW150914 was indeed a gravitational wave? The argument is two-fold:

1) GW150914 is by far the loudest event in all searches for short-duration gravitational wave signals coincident between the two LIGO detectors a clear outlier relative to the background noise.
2) At the time of the event, there were no environmental or internally generated sources of noise that could have caused it.

To find out more about noise characterization related to GW150914, check out the LIGO Scientific Collaboration’s paper in Classical and Quantum Gravity.

Read the full article for free in Classical and Quantum Gravity (Open Access):
Characterization of transient noise in Advanced LIGO relevant to gravitational wave signal GW150914
The LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration
2016 Class. Quantum Grav. 33 134001

Sign up to follow CQG+ by entering your email address in the ‘follow’ box at the foot of this page for instant notification of new entries.

CQG papers are selected for promotion based on the content of the referee reports. The papers you read about on CQG+ have been rated ‘high quality’ by your peers.


Upgraded LIGO hears new tones in the gravitational wave song

For the first time, scientists have managed to pick up higher harmonics accompanying the cosmic song that rings out through the universe. The LIGO and Virgo gravitational wave detectors have been listening to this song for years, and after a round of upgrades they’ve extended their range, revealing new details about the events that cause them.

When massive objects collide in space, they send waves rippling through the very fabric of spacetime. These gravitational waves were a prediction of Einstein’s Theory of General Relativity, but we weren’t able to pick them up until 2015. Since then, signals have come in so regularly that they’ve almost become mundane – to reiterate, measuring distortions in reality itself is no longer news.

That is, unless there’s something special about a given event. And in this case, observers have detected higher frequency waves than ever before.

Last year the LIGO and Virgo observatories began their third observation run, called O3, after a lengthy upgrade process to make them more sensitive. And less than two weeks into O3, they picked up a strange new signal designated GW190412. This detection featured higher harmonics, which are waves with frequencies two or three times higher than the fundamental frequency usually heard.

From this, the researchers were able to infer that the source of the signal was a collision between two black holes with very different masses. One has eight times the mass of the Sun, while the other has 30. In all other black hole collisions detected to date, the mass of the two objects is roughly the same.

Simulations of the gravitational wave signal GW190412

“For the very first time we have ‘heard’ in GW190412 the unmistakable gravitational-wave hum of a higher harmonic, similar to overtones of musical instruments,” says Frank Ohme, a researcher on the study. “In systems with unequal masses like GW190412 – our first observation of this type – these overtones in the gravitational-wave signal are much louder than in our usual observations. This is why we couldn’t hear them before, but in GW190412, we finally can.”

The researchers say that the unequal masses are clear in the way the gravitational waves ripple through the cosmos, and this can help scientists measure certain properties more accurately, such as how far away the objects are, what angle we’re looking at them from, and how they’re spinning.

The team is now looking at 54 other candidate detections that were spotted over the past year, for further clues.

The research is available on the pre-print server ArXiv, and an animation of the black hole collision can be seen in the video below.


Picture this for a minute: More than a billion light-years away, a pair of black holes collided. They had been circling each other for longer than you could imagine, but ever so slowly they were coming closer and closer together, and by the time they were a mere few hundred miles apart, they were whipping around in space at nearly the speed of light, distorting spacetime along the way.

Once theses black holes, each approximately 150 kilometers wide with masses 29 and 36 times that of our sun, collided and formed a singular black hole, an enormous amount of energy was released — more than all the stars in the universe combined — in the form of gravitational waves.

This merger, which resulted in the first recording of gravitational waves on September 14, 2015 at 09:50:45 UTC (05:50:45 EDT) by the Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO) in Hanford, WA, and Livingston, LA, observatories, actually happened 1.3 billion years ago! Isn’t that mind-boggling?

SEE ALSO: Gravitational Waves Have Been Detected For the First Time!

So, how were the researchers able to finally detect these elusive waves that were predicted to exist by Albert Einstein just over 100 years ago?

First, you have to understand that gravitational waves carry information about how they were created. Even though the events that release gravitational waves are violent and astronomical, the effects on spacetime here on Earth is very subtle, because we are so far away.

Although physicists agreed that gravitational waves exist, they had no hard evidence… until now of course! The sole purpose for building LIGO, an extremely sensitive optical instrument that uses laser interferometers, was to search for gravitational waves.

This discovery was made possible by the enhanced capabilities of Advanced LIGO (upgraded recently), which detected gravitational waves during its first observation run, and also thanks to a team of over 1,000 scientists from 86 institutions around the world.

This is what you need to build a gravitational-wave interferometer, according to The Conservation: two light beams traveling between pairs of mirrors down pipes running in perpendicular directions, for example, north and west. Sounds simple, right? It isn’t.

The interferometer pipes or arms are each 4 kilometers long, and were constructed with a correction for the curvature of the Earth in a place isolated from the vibrations of the ground. Not only that, the tubes have to be vacuums so that contaminants and gas don’t affect the laser light between the mirrors.

The mirrors also have to be adjusted daily by computer operators — mirror positions and angles drift slowly due to temperature changes, mechanical relaxations, and even the position of the moon. It is no easy task!

How it works is that, if a gravitational wave were to pass through, it should stretch space in one direction and shrink it in the other. Now on Earth, that would cause the mirrors to swing by teeny, tiny amounts, so that the distance between one pair of mirrors gets smaller, while the other gets larger. This swinging is the mirrors responding to the stretching and compressing of spacetime.

These changes are then recorded by a detector, and to make sure that the signals are not flukes or caused by environmental factors, there are two of these L-shaped machines positions at opposite ends of the US (Louisiana and Washington). If both of them do the same thing at the same time… well, then it is time to get excited.

And luckily, the dedication of the scientists and engineers involved in the development and maintenance of LIGO has led to one of the biggest breakthroughs in the field of astrophysics — the detection of gravitational waves.

They all deserve a round of applause.

You can watch this short video explaining the scientific masterpiece that is LIGO.


Bottom line

G ravitational waves prove Einstein’s theory of general relativity. What is more, they provide us with a brand new way of exploring the universe and understanding the world around us.

By detecting a gravitational wave signal, LIGO has removed a veil of mystery on the universe and began a new chapter in astrophysics.

This signal, which lasted less than half a second, will go down in history as one of humanity’s greatest scientific achievements.

If you like this story, please share it with your friends. شكرا لك!


شاهد الفيديو: الكون 2..12022016..العلماء يرصدون لأول مرة موجات الجاذبية التي افترضها أينشتاين. (شهر اكتوبر 2021).