Astronomiya

Bu LIGO Orrery videosundan nə öyrənmək və ya qeyd etmək olar?

Bu LIGO Orrery videosundan nə öyrənmək və ya qeyd etmək olar?

Ars Technica məqaləsində Fiziklər, dörd yeni qara dəlik birləşməsindən cazibə dalğaları təsbit etdiyini qeyd etdi

Bu, LIGO və Qız bürcünün aşkar etdiyi hadisələrin ümumi sayını 11-ə çatdırır.

SXS Collaboration-in YouTube videosu LIGO Orrery ilə əlaqəsi də var

SXS, Simulyasiya edən eXtreme Spacetimes-ın mənasını verir https://www.black-holes.org/

SXS layihəsi, bir çox qurumu əhatə edən birgə tədqiqat səyidir. Məqsədimiz Nisbilik və uzaq kosmosdakı ekzotik cisimlərin fizikasını daha yaxşı başa düşmək üçün qara dəliklərin simulyasiyası və digər həddindən artıq kosmik zamanlardır.

buna görə kifayət qədər böyük bir riyaziyyat və fizika bu işə başladı.

Ancaq kənar bir şəxs olaraq nəyə baxdığımı başa düşmürəm. Videonun şərhləri yalnız səthin hadisə üfüqü olduğunu söyləyir:

LIGO-nun cazibə dalğalarını modelləşdirən kompüter hesablamaları və dalğaları yayan qara dəliklər. Şəkil müvafiq cazibə dalğasının üstündəki qara dəliklərin üfüqlərini göstərir.

Sual: Rəng nəyi təmsil edir, hadisə üfüq səthində bir növ “temperatur” və ya təhrif olunmuş məkanın enerji sıxlığı ola bilərmi? Nə üçün bir neçə fırlanma üçün birləşmiş obyektdə bəzi fırlanma sübutları görə bilərəm, sonra yox olur? Bu videodan başqa nə öyrənmək olar (əgər varsa)?

YouTube video LIGO Orrery-dən ekran görüntüsü:


SXS konsorsiumunun bir sıra videolarını birləşdirən bir səhifə var. Videoların ətrafındakı mətndən fərqli videolarda müxtəlif skalar miqdarını kodlaşdırmaq üçün rəng istifadə etdikləri görünür. Məsələn

Rənglər fasilə funksiyasını kodlayır - zaman axınının sürətinin yavaşlaması.

Rənglər görünən üfüqün girdabını göstərir

ulduz içindəki maddənin sıxlığını verən rəng şkalası ilə [bu, qara deşiklər deyil, neytron ulduz birləşməsidir]

Təəssüf ki, LIGO qalereyası bu məlumatları (nə də daha çox məlumat verildiyi görünən nəşr olunmuş sənədlərə olan bağlantıları) qoruyub saxlamadığından bu konkret vəziyyətdə demək çətindir. Həm də bu miqdarların nə qədər çox olduğunu başa düşmək var ədalətli bir diferensial həndəsə səviyyəsinə ehtiyac duyur.

Sən soruşdun:

Nə üçün bir neçə fırlanma üçün birləşmiş obyektdə bəzi fırlanma sübutları görə bilərəm, sonra yox olur?

Hansı kəmiyyətin təsvir olunduğunu bilmədiyimiz üçün çox dəqiqləşdirmək biraz çətindir, amma müəyyən bir "zəng çalma" anlayışı var.

"Qara deliklərin tükü yoxdur" cümləsini eşitmiş ola bilərsiniz, kənardan (kvant olmayan) bir qara deşiklə əlaqəli hər şeyin kütləsi, fırlanması və yüklənməsi ilə təyin olunduğunu, təfərrüatları (tükü) qalmadığını ifadə edir. Bu tam doğru deyil. Həqiqət budur ki, qara dəliyin hər hansı bir "tükü" cazibə dalğaları kimi sürətlə yayılır ki, kütləsi, fırlanması və yüklənməsi ilə verilən ideal vəziyyətə sürətlə yaxınlaşsın. Bu fenomen "zəng vurma" adlanır və toqquşmadan sonrakı ilk anlarda gördüyünüz şeydir. Qravitasiya dalğalarında aşkar edilə bilər.


LIGO Astarı

Qravitasiya dalğalarının nə olduğunu, onları necə aşkar etdiyimizi və haradan gəldiklərini öyrənmək üçün bu hissədəki qısa videolara baxın.

Ətraflı LIGO Sənədli Layihəsi

Ətraflı LIGO Sənədli Layihəsi, Milli Elm Fondu, MathWorks, Caltech və MIT-in maliyyəsi ilə rejissor Les Guthman tərəfindən səkkiz hissəli bir video sənədli film seriyası hazırladı. Mövcud bütün bölmələri Vimeo-da və ya Youtube-da izləyə bilərsiniz və ya ilk bölümü birbaşa aşağıda görə bilərsiniz.

LIGO haqqında digər video sənədli filmlər

    , İngiltərə Kral Cəmiyyəti tərəfindən 2015-ci ildə istehsal olunan 5 dəqiqəlik bir video, bar detektorlarından lazer interferometrlərinə qədər GW elminin tarixçəsinə qısa bir xülasə verən və LSC-nin cazibə dalğalarının aşkarlanmasında beynəlxalq səydəki rolundan bəhs edən.

, rejissor Kai Staats tərəfindən 2015-ci ildə cazibə dalğalarının ilk aşkarlanmasını təsdiqləmək səylərini izah edən 20 dəqiqəlik sənədli film.

filmin rejissoru Kai Staats tərəfindən alimlərin xüsusi astrofizika dili ilə parlaq gənc tələbələr arasındakı boşluğu necə bağladığını göstərən 25 dəqiqəlik sənədli film.

-> filmin rejissoru Kai Staats-ın LİGO-nun arxasındakı elmi araşdırması haqqında 22 dəqiqəlik sənədli filmi. Bu sənədli filmin premyerası 15 aprel 2014-cü ildə Space.com-da baş tutdu.

, 2010-cu il Dünya Elm Festivalından fiziklər Kip Thorne və Rainer Weiss, astrofizik Andrea Lommen, sim nəzəriyyəçisi Brian Greene, elm müəllifi və yazıçı Marcia Bartusiakın iştirak etdiyi bir video, LIGO-nun kosmosu müşahidə etmək üçün yeni bir pəncərə necə açacağını müzakirə etdi.

& ndash Amerika Təbiət Tarixi Muzeyindən (2012) bu səkkiz dəqiqəlik video və onu müşayiət edən inşa vasitəsilə cazibə dalğaları haqqında daha çox məlumat əldə edin. Saytda bir LIGO rəsədxanasının vizual turu və interferometrin necə işlədiyini göstərən interaktiv nümayiş də yer alır.

& ndash qara dəliklər və onları tədqiq edən alimlər haqqında daha çox məlumat əldə edin. Dünyanın hər yerindən olan elm adamları gənc bir musiqiçi ilə görüşürlər.


Tədris Qeydləri və Məsləhətləri

Qara dəlik fikri ən sadə şəkildə xüsusi bir nisbət nəzəriyyəsindən sferik cazibə cisimindən sürət hüdudları ilə qaçış sürəti anlayışını birləşdirərək gətirilir - qaçış sürəti işıq sürətinə bərabər olduqda, işıq belə çıxa bilməz. Vikipediyada təsvir olunduğu kimi Yupiterin aylarının müşahidələrindən müəyyən edilən işıq sürətinin dəyəri əlverişli bir seçimdir və gecəni axşam Yupiterin görünüşü olan Red Shift Pro (və ya bənzər) tətbiqetmə filmi ilə göstərilə bilər. vaxt addımı 1 günə.

Qravitasiya ikili və şüalanmanın sevimli mexaniki modeli, ortaq orbitli rulmanları və ya mərmərləri dəstəkləyən, uzanan 2 m diametrli membrandır. Cisimlər membranı lokal olaraq təhrif edərək qarşılıqlı əlaqə qurur, fəza-zaman ümumi nisbiliyə görə enerji ilə təhrif olunur. (BTW: Ortada dayanan ağır bir obyektin ətrafında bir mərmər dəstəsinin işə salınması Roche hüdudlarını göstərdi.) Hələ qabaqcıl tələbələr də bu cazibədarlığı tapırlar. Cazibə dalğaları cib telefonu ətalət sensorları ilə aşkar edilə və qeyd edilə bilər. (Bununla yanaşı, LIGO-Qız bürcünün nəticələrini ələ keçirmək çox çətin bir şeydir, çünki membran bizim kainatımızdan fərqli olaraq sərhədləri əks etdirir.)

Bir masa üstü Michelson interferometriniz varsa, tələbələr belə bir alətin həssaslığının maddi bir hissini ala bilər və onu cazibədar tapa bilərlər. Tələbələrim, LIGO məşqindən əvvəl Sag A * dakı qara dəlik ətrafında dövr edən ulduzların nəşr olunmuş müşahidələrini əldə edir və uyğunlaşdırırlar, buna görə də artıq qara dəlik müşahidələri ilə bir qədər təcrübə qazanmışam. İlk semestrdən cəmi bir neçə həftə sonra müxtəlif növ MATLAB onlayn məlumat dəstlərinə daxil olmaq və idxal etmək təcrübəsi var.

Fəaliyyətin giriş hissəsində verilmiş iskelelər ümumi bir auditoriya üçün yazılmış Wikipedia məqalələrini əhatə edir. Maraqlı tələbə və ya təlimatçı yalnız Wikipedia-da qara dəlik fizikası, optik müdaxilə və interferometrlər, cazibə dalğaları və cazibə dalğalarının aşkarlanması barədə daha çox məlumat əldə etmək üçün istədikləri qədər dərin bir çuxura sahib ola bilər. Tələbələrim bu kimi mövzularda təlim almadan mövzuya yaxınlaşırlar. Əsas şərt, məlumatlarla oynamaq və hiylə qurmağın min kəlmə dəyərində olmasıdır. Əsas şərt riyazi metodlara da aiddir. Tələbələrin yalnız Calc 1-də olduqları güman edilir. Fourier təhlili sadəcə bir əvvəlki fəaliyyətdəki digər funksiyaların cəmi kimi bir funksiyanı yaxınlaşdırma yolu kimi təqdim olunur. Çapraz korrelyasiyanın intuitiv bir izahı var və tətbiqi əhəmiyyətsizdir - daxili məhsulu başqası ilə apararkən bir vektor gəzdirin.

Şagirdlər bu sinifdə yeni MATLAB öyrənirlər. Canlı Ssenarilər MATLAB funksiyalarını girişlərin nə olduğunu, hansı əməliyyatları həyata keçirdiyini və nəticələrin nə olduğunu göstərən bir şərh ilə təqdim edir. Şərhdəki funksiya adı MATLAB sənədlərinə hiperlinklə göndərilir, buna görə daha çox məlumat və istifadə olunan istifadə nümunələri bir klik məsafədədir. Tipik olaraq, bir funksiya üçün standart parametrlər kifayətdir, lakin fəaliyyətlər zamanı tələbələr fərqli parametrləri qiymətləndirir və araşdırırlar. Bu yolla, tələbələr MATLAB-ı tətbiqetmə yolu ilə söyləyirlər, əksinə bir dil öyrənmək kimi, sonsuz fellər və qarışıqları öyrənməkdənsə. Fəaliyyət tələbələrin kodu və nəticəni öyrənməsini tələb edir, lakin kodu yazmır. Qiymətləndirmə suallarını həll etmək üçün yalnız burada və orada kod parametrlərini çimdikləməli və planları başa düşməlidirlər.

Təlimatçılar və tələbələr bu materiallardan istinad materialları kimi istifadə edə və hesablamaya xüsusi və ya fənlərə məxsus təlim məqsədlərinə cavab vermək üçün qiymətləndirməni yenidən tərtib edə bilərlər. Məsələn, şagirdlər zaman seriyası və ya funksiya nəticələrindən biri kimi iş sahəsi dəyişkənlərindən yalnız birinə fokuslana bilər və pspectrum, findpeaks, bandpass, filtfilt və ya xcorr kimi hesablama alqoritmini / funksiyasını ətraflı araşdıra bilər.


LIGO-Qız Şəbəkəsi başqa bir neytron ulduz toqquşmasını tutur

25 aprel 2019-cu ildə LIGO Livingston Rəsədxanası, iki neytron ulduzunun toqquşmasından cazibə dalğaları kimi göründü. LIGO Livingston, Milli Elm Fondu (NSF) tərəfindən maliyyələşdirilən LIGO (Lazer İnterferometrinin Qravitasiya-dalğa Rəsədxanası) və Avropa Qız Dedektorunu əhatə edən bir cazibə dalğa şəbəkəsinin bir hissəsidir. İndi yeni bir araşdırma bu hadisənin həqiqətən iki neytron ulduzunun birləşməsinin nəticəsi olduğunu təsdiqləyir. Bu, cazibə dalğalarında bu cür hadisə indiyə qədər ikinci dəfə müşahidə ediləcəkdi.

2017-ci ilin avqust ayında baş tutan ilk belə müşahidə, həm kosmik hadisədən həm cazibə dalğalarının, həm də işığın aşkarlandığını tarixə yazdı. Əksinə, 25 aprel birləşməsi heç bir işığın aşkarlanmasına səbəb olmadı. Bununla birlikdə, tədqiqatçılar təkcə cazibə dalğası məlumatlarının təhlili nəticəsində çarpışmanın qeyri-adi dərəcədə yüksək bir kütlə ilə bir obyekt meydana gətirdiyini öyrəndilər.

& quot; İşıqla aparılan adi müşahidələrdən onsuz da öz qalaktikamızda 17 ikili neytron ulduz sistemi olduğunu bilirdik və bu ulduzların kütlələrini təxmin etdik; & quot; Oregon Universitetində fəaliyyət göstərən bir LIGO komandasının üzvü Ben Farr deyir. & quotTəəccüblü olan budur ki, bu ikili kütlənin kütləsi gözləniləndən çox daha yüksəkdir. & quot

& quotBiz ikili neytron ulduz sisteminə uyğun ikinci bir hadisə aşkar etdik və bu, iki il əvvəl çox mesajlı astronomiya üçün həyəcan verici yeni bir başlanğıc edən 2017-ci ilin Avqust hadisəsinin əhəmiyyətli bir təsdiqidir & quot; Jo van den Brand, Qız Spikeri və professor Maastricht Universitetində, Hollandiyada Nikhef və VU Universiteti Amsterdamda. Çox mesajlı astronomiya, cazibə dalğaları və işığa əsaslanan siqnallar kimi eyni zamanda müxtəlif növ siqnallara şahid olduqda meydana gəlir.

İş, təqdim edildi Astrofizik Jurnal Məktubları, müəllifi LIGO Scientific Collaboration and the Virgo Collaboration olan sonuncusu İtaliyadakı Qız cazibə dalğa detektoru ilə əlaqəli olan beynəlxalq bir qrupdur. Nəticələr bu gün, 6 yanvar, Hawaii'nin Honolulu şəhərində Amerika Astronomiya Cəmiyyətinin 235-ci iclasında bir mətbuat brifinqində təqdim edildi.

Neytron ulduzları ömrünün sonunda yıxıldıqca fəlakətli partlayışlara uğrayan ölməkdə olan ulduzların qalıqlarıdır. İki neytron ulduzu bir-birinə döndükdə, yer və zaman parçası arasındakı cazibə titrəyişlərini göndərən şiddətli bir birləşməyə məruz qalırlar.

LIGO, 2015-ci ildə cazibə dalğalarını birbaşa aşkarlayan ilk rəsədxanaya çevrildi, bu vəziyyətdə dalğalar iki qara dəliyin şiddətli toqquşması nəticəsində meydana gəldi. O vaxtdan bəri, LIGO və Qız bürcü onlarla əlavə namizəd qara dəlik birləşməsini qeyd etdi.

2017-ci ilin Avqust ayında neytron ulduzlarının birləşməsinə həm LIGO dedektorları, həm də biri Luiziana, Livingston, digəri isə Hanford, Vaşinqton və dünyanın bir sıra işıq əsaslı teleskopları ilə birlikdə şahidlik edildi (neytron ulduzlarının toqquşması işıq yaradır, qara dəlik toqquşmaları isə ümumiyyətlə bunu etməməyi düşünürəm). Bu birləşmə Qız bürcündə açıq şəkildə görünmürdü, ancaq bu həqiqət hadisəni və səmada rsquos yerini dəqiq müəyyənləşdirən əsas məlumatları verdi.

25 aprel 2019-cu il tarixində LIGO və Qız tərəfindən GW190425 adlanan ikili neytron ulduz birləşməsinin xülasəsi. Kredit: LIGO Elmi Əməkdaşlıq.

2019-cu ilin aprel hadisəsi əvvəlcə yalnız LIGO Livingston dedektorundan alınan məlumatlarla təsbit edildi. LIGO Hanford dedektoru o vaxtlar müvəqqəti olaraq oflayn idi və 500 milyon işıq ilindən çox bir məsafədə, hadisə Qız & # 39s məlumatlarında görünə bilməyəcək qədər zəif idi. Livingston məlumatlarını, Qız və rsquos məlumatlarından əldə edilən məlumatlarla birlikdə, qrup, hadisənin yerini 8200 kvadrat dərəcədən çox və ya səmanın yüzdə 20-dən çox hissəsini səmaya düzəltdi. Müqayisə üçün 2017-ci ilin Avqust hadisəsi yalnız 16 kvadrat dərəcə və ya səmanın yüzdə 0,04 nisbətində bir bölgəyə endirildi.

& quotBu, tək bir rəsədxananın aşkarlanması üçün yayımlanan ilk tədbirimizdir, & quot; LIGO Livingston'da çalışan bir alim Caltech & # 39s Anamaria Effler deyir. & quotAmma Qız dəyərli bir töhfə verdi. Siqnalın haradan qaynaqlandığını söyləmək üçün onun aşkarlanmaması barədə məlumatdan istifadə etdik. & Quot

LIGO məlumatları, birləşmiş cisimlərin birləşmiş kütləsinin günəş kütləsinin təxminən 3,4 dəfə çox olduğunu göstərir. Qalaktikamızda bilinən ikili neytron ulduz sistemləri kütlələri günəşin cəmi 2.9 qatına qədər birləşdirmişdir. Qeyri-adi dərəcədə yüksək kütlənin bir ehtimalı da budur ki, toqquşma iki neytron ulduzu arasında deyil, neytron ulduzu ilə qara dəlik arasında baş verir, çünki qara dəliklər neytron ulduzlarından daha ağırdır. Ancaq belə olsaydı, qara dəlik sinif üçün olduqca kiçik olmalı idi. Bunun əvəzinə, elm adamları LIGO-nun iki neytron ulduzunun parçalanmasına şahid olma ehtimalı daha yüksək olduğunu düşünürlər.

& quotMəlumatlardan bildiyimiz kütlələrdir və fərdi kütlələr böyük ehtimalla neytron ulduzlarına uyğundur. Bununla birlikdə, ikili neytron ulduz sistemi olaraq, ümumi kütlə, bilinən digər qalaktik neytron ulduz ikililərinin hər hansı birindən çox daha yüksəkdir və & quot; Penn State’də yerləşən bir LIGO komandasının üzvü Surabhi Sachdev deyir. & quotBu və bunun cütlüyün necə qurulduğuna dair maraqlı təsirləri ola bilər. & quot

Neytron ulduz cütlüyünün iki mümkün şəkildə meydana gəldiyi düşünülür. Hər biri ömrünü neytron ulduzu olaraq bitirən kütləvi ulduzların ikili sistemlərindən meydana gələ bilər və ya ayrı-ayrı əmələ gələn iki neytron ulduzu sıx bir ulduz mühitində birləşdikdə meydana gələ bilər. 25 Aprel hadisəsi üçün LIGO məlumatları bu ssenarilərdən hansının daha çox ehtimal olunduğunu göstərmir, lakin birləşmə və rsquos-un gözlənilmədən yüksək kütləsini izah etmək üçün daha çox məlumat və yeni modelə ehtiyac olduğunu göstərir.


LIGO və Qız bürcü detektorlarındakı "partlayış" hələ ən kütləvi cazibə dalğa mənbəyinə işarə edir

Kainat bütün geniş boşluğuna baxmayaraq, cazibə dalğaları şəklində fəaliyyət göstərir. Həddindən artıq astrofiziki fenomenlər tərəfindən yaradılan bu əks-səda, dalğalanır və kosmik bir zınqıra kimi məkan-zaman parçasını sarsıdır.

İndi tədqiqatçılar cazibə dalğalarında müşahidə edilən ən böyük qara dəlik birləşməsi ola biləcəyindən bir siqnal aşkar etdilər. Birləşmənin məhsulu, kütləsi günəşin 100 ilə 1000 qat arasındakı bir & ldquointermediate-mass & rdquo qara dəliyin ilk aydın aşkarlanmasıdır.

21 May 2019-cu il tarixində ABŞ və Qızdakı eyni, 4 kilometr uzunluğundakı bir cüt interferometr olan National Science Foundation & rsquos Laser Interferometer Gravitational-wave dalğası Rəsədxanası (LIGO) ilə GW190521 etiketli siqnalını aşkar etdilər. İtaliyada 3 kilometr uzunluğunda bir detektor.

Təxminən dörd qısa titrəməyə bənzəyən siqnal, müddəti son dərəcə qısadır və saniyənin onda birindən az davam edir. Tədqiqatçıların söyləyə bildiklərindən GW190521, kainat yaşının yarısına yaxın olduğu təqdirdə təxminən 5 gigaparsecs məsafədə yerləşən bir mənbə tərəfindən yaradıldı və bu günə qədər aşkarlanan ən uzaq cazibə dalğa mənbələrindən biri oldu.

Güclü bir müasir hesablama və modelləşdirmə alətləri dəstinə əsaslanaraq bu siqnalın nədən əmələ gəldiyinə gəldikdə, elm adamları GW190521-in böyük ehtimalla qeyri-adi xüsusiyyətlərə malik ikili qara dəlik birləşməsi nəticəsində yarandığını düşünürlər.

Bu günə qədər demək olar ki, təsdiqlənmiş hər bir cazibə qüvvəsi dalğa siqnalı ya iki qara dəlik, ya da iki neytron ulduz arasında ikili birləşmədən gəlmişdir. Bu yeni birləşmə günəşin kütləsindən təxminən 85 və 66 dəfə çox olan iki ilham verən qara dəliyi əhatə edən ən kütləvi görünür.

LIGO-Qız bürosu hər bir qara dəlik & rsquos fırlanmasını da ölçdü və qara dəliklərin bir-birinə daha da yaxınlaşdıqları zaman öz orbitlərinin oxu ilə uyğunlaşmayan bucaqlarda öz oxları ətrafında dönə bildiklərini kəşf etdi. Qara dəliklər və səhv düzəldilmiş döngələr, ehtimal ki, iki Qoliat bir-birinə döndükcə orbitlərinin titrəməsinə və ya & ldquoprecess & rdquo etməsinə səbəb oldu.

Yeni siqnal, ehtimal ki, iki qara dəliyin birləşdiyi anı təmsil edir. Birləşmə təxminən daha çox 142 günəş kütləsindən daha böyük bir qara dəlik yaratdı və cazibə dalğaları şəklində kainata yayılan təxminən 8 günəş kütləsinə bərabər miqdarda böyük bir enerji buraxdı.

& Bu, tipik olaraq aşkarladığımız bir səs-küyə bənzəmir və rdquo, Qız Milli Elmi Araşdırmalar Mərkəzinin (CNRS) tədqiqatçısı Qız üzvü Nelson Christensen'in siqnalını LIGO & rsquos ilə 2015-ci ildə qravitasiya dalğalarının ilk aşkarlanması ilə müqayisə edərək deyir. & ldquoThis daha çox & Lsquobang & rsquo gedən bir şeyə bənzəyir və LIGO və Qızın gördüyü ən böyük siqnaldır. & rdquo

LIGO Scientific Collaboration (LSC) və Qız Qız İşbirliyini təşkil edən beynəlxalq alimlər qrupu, bu gün nəşr olunan iki sənəddə tapıntılarını bildirdi. Biri, görünən Fiziki Baxış Məktubları, kəşfi, digəri isə Astrofizik Jurnal Məktubları, siqnal & rsquos fiziki xüsusiyyətləri və astrofiziki təsirləri müzakirə edir.

& ldquoLIGO bizi təkcə izah etməsi çətin olan ölçülərdə qara dəliklərin aşkarlanması ilə deyil, bunu xüsusi olaraq ulduz birləşməsi üçün dizayn olunmayan texnikalardan istifadə etməklə təəccübləndirir və & rdquo, Milli Elm Fondunun qravitasiya fizikası üzrə proqram direktoru Pedro Marronetti deyir. . & ldquoBu, olduqca önəmlidir, çünki aləti və tamamilə gözlənilməz astrofizik hadisələrdən gələn siqnalları aşkar etmək qabiliyyətini nümayiş etdirir. LIGO, gözlənilməzləri də müşahidə edə biləcəyini göstərir. & Rdquo

Kütlə boşluğunda

İki ilham verən qara dəliyin və son qara dəliyin bənzərsiz böyük kütlələri onların meydana gəlməsi ilə bağlı bir sıra suallar yaradır.

Bu günə qədər müşahidə olunan bütün qara deşiklər iki kateqoriyadan birinə uyğundur: bir neçə günəş kütləsindən onlarla günəş kütləsinə qədər ölçən və kütləvi ulduzlar öldükdə və ya çox böyük qara dəliklər meydana gəldiyi düşünülən ulduz kütləsindəki qara dəliklər. Samanyolu qalaktikasının mərkəzində, yüz minlərlə günəşin milyardlarla qatına qədər olanı.

Bununla birlikdə, GW190521 birləşməsi nəticəsində çıxarılan son 142 günəş kütləsindəki qara dəlik, ulduz kütləsi ilə supermassive qara dəliklər arasındakı orta kütlə aralığındadır və indiyə qədər aşkar etdiyi ilk növdür.

Son qara dəliyi istehsal edən iki əcdad qara dəlik də ölçüləri ilə bənzərsiz görünür. Elm adamları o qədər böyükdürlər ki, ən çox ulduz kütləsindəki qara dəliklərin etdiyi kimi, elm adamlarından biri və ya hər ikisi yıxılan bir ulduzdan meydana gəlməmiş ola bilər.

Ulduz təkamül fizikasına görə, bir ulduz & rsquos nüvəsindəki fotonlardan və qazdan xarici təzyiq onu içəri itələyən cazibə qüvvəsinə qarşı dəstəkləyir, beləliklə ulduz günəş kimi sabitdir. Kütləvi bir ulduzun nüvəsi dəmir qədər ağır nüvələri birləşdirdikdən sonra artıq xarici təbəqələri dəstəkləyəcək qədər təzyiq yarada bilməz. Bu xarici təzyiq cazibə qüvvəsindən az olduqda, ulduz öz ağırlığı altında, qara dəlik geridə qoya bilən bir nüvə çökmə supernova adlanan bir partlayışda çökür.

Bu proses, 130 günəş kütləsi qədər böyük olan ulduzların 65 günəş kütləsinə qədər olan qara dəliklər istehsal edə biləcəyini izah edə bilər. Ancaq daha ağır ulduzlar üçün & ldquopair instabilite & rdquo kimi tanınan bir fenomenin başladığı düşünülür. Nüvə & rsquos fotonları son dərəcə enerjili olduqda, bir elektron və antelektron cütlüyünə çevrilə bilərlər. Bu cütlər fotonlara nisbətən daha az təzyiq yaradır və bu da ulduzun cazibə qüvvəsinin dağılmasına qarşı qeyri-sabit olmasına səbəb olur və nəticədə meydana gələn partlayış heç bir şey qoymayacaq qədər güclüdür. 200 günəş kütləsindən yuxarı olan daha böyük ulduzlar da nəticədə birbaşa ən azı 120 günəş kütləsi olan bir qara çuxura düşəcəklər. Yıxılan bir ulduz, təqribən 65 ilə 120 günəş kütləsi arasında bir qara dəlik meydana gətirə bilməməli və & ldquopair qeyri-sabitlik kütlə boşluğu olaraq bilinən bir aralığı düzəltməlidir. & Rdquo

Ancaq indi 85 günəş kütləsində GW190521 siqnalını meydana gətirən iki qara dəlikdən daha ağır, cütlükdəki qeyri-sabitlik kütlə boşluğunda indiyə qədər aşkarlanan ilkdir.

Bu kütlə boşluğunda qara dəlik görməyimiz bir çox astrofizikin başlarını cızmasına və bu qara dəliklərin necə edildiyini anlamağa çalışacağımıza səbəb olacaq & rdquo, Nice Rəsədxanasında Artemis Laboratoriyasının direktoru olan Christensen deyir. Fransa.

Tədqiqatçıların ikinci məqaləsində düşündükləri ehtimallardan biri hiyerarşik birləşmədir, burada iki əcdad qara dəliyin özləri iki kiçik qara dəliyin birləşməsindən, birlikdə köç etmədən və nəticədə birləşmədən əmələ gələ bilər.

& LdquoBu hadisə cavab verdikdən daha çox sual açır və rdquo, LIGO üzvü Caltech-in fizika professoru Alan Weinstein deyir. & ldquoKəşf və fizika baxımından çox həyəcan verici bir şeydir. & rdquo

& quotGözlənilməz bir şey & quot

GW190521 ilə əlaqəli bir çox sual var.

LIGO və Qız detektorları Yerdən keçən cazibə dalğalarını dinlədikcə, avtomatik axtarışlar maraqlı siqnallar üçün daxil olan məlumatları tarayır. Bu axtarışlar iki fərqli metoddan istifadə edə bilər: kompakt ikili sistemlər tərəfindən istehsal oluna bilən məlumatlardakı spesifik dalğa nümunələrini seçən alqoritmlər və mahiyyətcə qeyri-adi bir şey axtaran daha ümumi & ldquoburst & rdquo axtarışları.

MIT-in fizika üzrə dosenti olan LIGO üzvü Salvatore Vitale, kompakt ikili axtarışları, müəyyən bir boşluqdakı şeyləri tutacaq bir tarağı & rdquo ilə müqayisə edir; daha çox & ldquocatch-all & rdquo yanaşması olan partlayış axtarışlarının əksinə.

GW190521 vəziyyətində, cazibə dalğalarının ikili birləşmə xaricində başqa bir şeydən meydana gəlməsi şansını açaraq bir az daha dəqiq bir şəkildə siqnal aldı.

& ldquoYeni bir şey kəşf etdiyimizi iddia etmək üçün çubuq çox yüksəkdir və rdquo Weinstein deyir. & ldquoBeləliklə Occam & rsquos ülgücünü tətbiq edirik: Daha sadə həll daha yaxşıdır, bu halda ikili qara dəlikdir. & rdquo

Bəs tamamilə yeni bir şey bu cazibə dalğalarını meydana gətirsə nə edər? Tantalize bir perspektiv var və elm adamları öz məqalələrində kainatdakı aşkar etdikləri siqnalı verə biləcək digər mənbələri qısaca nəzərdən keçirirlər. Məsələn, bəlkə də cazibə dalğaları qalaktikamızda yıxılan bir ulduz tərəfindən yayılmışdır. Siqnal, həm də kainatın ilk anlarında şişirdildikdən dərhal sonra yaradılan bir kosmik simdən də ola bilər, baxmayaraq ki, bu ekzotik imkanların heç biri ikili birləşmə ilə yanaşı məlumatla da uyğun gəlmir.

& Ldquoİlk dəfə LIGO'yu işə saldığımızdan etibarən müşahidə etdiyimiz hər şey qara dəliklərin və ya neytron ulduzların toqquşması oldu & rdquo Weinstein, & ldquo Bu, analizimizin bu hadisənin belə bir toqquşma olmamasına imkan verdiyi bir hadisədir. Bu hadisə son dərəcə kütləvi ikili qara dəlik birləşməsindən olmasına və alternativ izahların xoşagəlməz olmasına baxmayaraq, güvən sərhədlərimizi artırır. Və bu, onu son dərəcə həyəcanlı edir. Çünki hamımız daha əvvəl öyrəndiklərimizə meydan oxuya biləcək yeni, gözlənilməz bir şey umurduq. Bu tədbirin bunu etmək potensialı var. & Rdquo


Təsdiq olunmuş Astronomiya vasitəsilə Elm öyrənmək

İnsan Orrery, planetlərin zamanla mövqelərinin fərqli disklər tərəfindən simvollaşdırıldığı Günəş Sisteminin insan miqyasında bir təmsilidir. Şagirdlər daha sonra planetlərin orbitləri boyunca lazımi templə gəzə bilərlər. Bu pedaqoji vasitə dinamikanın elmi qanunlarının daha yaxşı başa düşülməsini təşviq etmək üçün qəbul edilmiş idrak prinsiplərindən istifadə edir. Həvəsləndirmə idrakın fəaliyyətə söykəndiyini qəbul edir. Pedaqogikaya tətbiq olunarkən, anlayışların öyrənilməsinin əvvəlcə jestlərə və qavrayışlara əsaslanması lazım olduğunu göstərir. 2 il ərzində İnsan Orreryumuzu istifadə edərək, fərqli öyrənən populyasiyalarına tətbiq edilmiş bir pedaqoji ardıcıllıqla tətbiq etdim. Əsas məqsəd KS4 sinifləri (14-16 yaş) tərəfindən sürət və ətalət anlayışı idi. Müsahibələr və qapalı suallar, tətbiq olunan ardıcıllıqla şagirdlərin motivasiyasının və rifahının keyfiyyətcə yüksəldilməsini göstərir. Təsdiqlənmiş ardıcıllığın təsirini daha da qiymətləndirmək üçün 2 açıq sual hazırladım. Birincisi, planetlərin dövrü boyunca məsafə, müddət və sürət arasındakı əlaqəyə aiddir. İkincisi, bir almanın Yer üzünə sərbəst düşməsi ilə Ayın Yer ətrafındakı orbitinin müqayisəsi ilə ətalət və cazibə üzərində dayanır. Suallar tətbiq olunan ardıcıllıqdan sonra (eksperimental dərslər) KS4 şagirdlərinə və dinamikaya dair klassik mühazirədən (nümayiş dərsləri) sonra KS4, lisenziya və müəlliməqədər müəllimlərə verildi. Cavabların kəmiyyət təhlili, xüsusilə sürət və traektoriyalar barədə düşünən tələbələr üçün spesifik idrak anlayışını ortaya qoyur. Bu məqalənin ümumi məqsədi beləliklə İnsan Orrery-nin sinifdə elm təhsili kontekstində istifadəsini göstərmək və səmərəliliyinin ilk, ilkin nümayişini göstərməkdir.

Bu abunə məzmununun önizləməsidir, təşkilatınız vasitəsilə giriş.


Nobel mükafatı LIGO-nun təsisçilərinə verildi

LIGO Hanford, LIGO Livingston, Caltech ve MIT-dən ibarət olan LIGO Laboratoriyası, LIGO & rsquos'un üç ən uzun və ən böyük çempionun 2017-ci il Fizika Mükafatına layiq görüldüyünü elan etməkdən məmnunluq duyur: Barry Barish və Caltech'ten Kip Thorne və MIT-in Rainer Weiss .

Bu açıqlama bu gün səhər İsveçdəki Stokholmdakı Nobel Komitəsi tərəfindən verildi. İlk canlı yayımda qeydləri burada izləyə bilərsiniz: Nobel Fizika Mükafatı

LIGO İcraçı Direktoru David Reitze, qələbəyə cavab olaraq bunu söylədi

& ldquoI & rsquom, Nobel Komitəsinin LIGO kəşfini və kosmosa baxış tərzimizdəki dərin təsirini tanımasından müsbət məmnun qaldı. Bu mükafat yalnız Kip, Rai və Barry-yə deyil, LİGO-nu gerçəkləşdirmək üçün son on illər ərzində yorulmadan çalışan çox sayda çox ağıllı və fədakar alim və mühəndisə mükafat verir. & Ldquo

LIGO Laboratoriyasının hər yerindən çoxlu təbrik gəldi:

& ldquoRai bunu insana görə, ideyaya görə həyata keçirdi. Həqiqətən fərdlərin macəraya kömək etməsini təmin etmək üçün çalışdı və müvəffəqiyyət yolunda olsaydı, tam diqqətini cəlb etmək üçün heç bir problem çox kiçik deyildi. Bir nəsil alim və mühəndisin insan irsi ilə fizikada bu irəliləmənin elmi irsi arasında Rai bu mükafatı qazandı. & Rdquo

--David Shoemaker (MIT), Advanced LIGO Layihəsinin lideri

& Ldquo Rai üçün LIGO adlı şey meydana gəlmədən əvvəl & # 3986-da başlamışdım, lakin o və ilk komanda on ildən çoxdur GW aşkarlanması üzərində işlədikdən sonra. Bir aparat adamı olaraq, onun üçün və MIT-dəki Qravitasiya və Kosmoloji Tədqiqat Qrupundakı və rsquo-dakı digər möhtəşəm instrumentalistlər üçün işləməyi çox xoşbəxt hiss etdim. Orada işləyən insanlar, əsasən Rai & # 39 lərin fikir və köməkləri ilə səxavətli olduqları üçün yeni gələnlərə məsləhət və kömək ilə səxavətli idilər. Çox keçmədən dərəcə məktəbinə yazıldım və Caltech ilə bir məqsəd güdərək bu hədəfə çatmaq üçün təxminən 30 il daha çox vaxt sərf etmək istədik. & Rdquo

--LIGO Livingston rəhbəri, Joe Giaime

& ldquoQravitasiya dalğasının aşkarlanması sahəsinin Rai olmadan bugünkü kimi olmayacağını söyləmək şişirtmə deyil. Əksər insanlar onun böyük bir detektoru təsəvvür edən və aradan qaldırılması lazım olan problemləri (demək olar ki) müəyyən edən ilk şəxs olduğunu tanıyırlar. Daha az tanınan, tələbə və ya postdok kimi Rai ilə işləmək bacarıqlarını inkişaf etdirən bu sahədəki çox sayda liderdir. Rai, hər bir şagirddən ən yaxşısını çıxarmaq və öz problemlərinə yaxınlaşma tərzini yaymaq üçün qeyri-adi bir qabiliyyətə sahib idi. Yaranan əsas LSC rəhbərliyi onun irsinin ən vacib hissələrindən biridir.

& quot [Kip Thorne-a gəldikdə] LIGO, cazibə dalğalarının elmi potensialına dair Kip & # 39s vizyonu və bu vizyonu digər elm adamları ilə bölüşmək bacarığı olmadan LIGO olmazdı.


& quot [Nəhayət] LIGO masa elmindən həqiqi bir elm mərkəzinə keçməli idi. Barry nəyin lazım olduğunu başa düşdü və elmi hədəfləri unutmadan bu çevrilməyə rəhbərlik etdi. Barry araya girməsəydi, heç irəliyə gedə biləcəyimizə şübhə edirəm. O, elmi fəaliyyətdən məhrum olmadan maliyyət və qrafikin ziddiyyətli təzyiqlərini tarazlaşdırmaq üçün əla bir qabiliyyətə sahib idi. & Quot;

-Stan Whitcomb, LIGO Laboratoriyasının baş elmi işçisi (ret.)

& LdquoKip Thorne, 1980 və 1990-cı illərdə LIGO-nu konsepsiyadan reallığa gətirmək üçün görmə, zəka, səbir və qətiyyətli bir qərara sahib idi və elmi ictimaiyyətdəki bir çox insanın & rsquoLIGO-nun o qədər mürəkkəb olduğu və qurulmaması lazım olduğunu qəbul etdi. Kip tanınmış bir nəzəri fizikdir, lakin mənim üçün olduqca diqqətəlayiqdir, LIGO interferometrlərini də dərindən başa düşür. Onun qrupu, işıq saçılmasını, termal səs-küyün təbiətini, optik boşluqlarda lazer şüalarının difraksiyasını və daha yaxşı interferometr həssaslığı üçün kvant mühəndis işıq vəziyyətlərinin istifadəsini anlamaq və yatırmaq üçün seminal araşdırmalar apardı. & Quot;

& quotLIGO 1990-cı illərin əvvəllərində problemlə üzləşmişdi, bəlkə də layihənin böyük mürəkkəbliyi nəzərə alınaraq çox təəccüblü deyildi. Barry layihəyə qatıldı və bir neçə il içərisində Caltech və MIT-dən nisbətən kiçik bir heyət götürdü və rəsədxanaları və dedektoru qurma, detektoru işə salma və sonra işə salmağı bacaran güclü bir təşkilata çevrildi. Barry, layihəni irəli aparmaq üçün bəzi çətin, lakin nəticədə düzgün texniki qərarlar verdi. İndi LIGO elmi ilə məşğul olan 1200-dən çox insanın gücü olan LIGO Elmi Əməkdaşlığının memarı idi. Barry LIGO-nu gerçəkləşdirdi. & Rdquo

--LIGO İcraçı Direktoru David Reitze

&ldquoI suspect that, for Rai, no recognition could compare to the excitement and gratification engendered by the actual detection. He has been in this game since before the beginning and is still in it. Few of us are fortunate enough to see our impossible dream become reality. Well done, Rai!&rdquo

Decades in the Making

While from the outside, it may seem surprising that this Nobel Prize was awarded a scant 2 years after the discovery of gravitational waves (often, Nobel Prizes are awarded many years after discoveries), for the three laureates, it actually comes at the culmination of decades of effort. LIGO may have only recently detected gravitational waves, but its journey to doing so began nearly 45 years ago.

The very idea for LIGO came to Rainer Weiss in the early 1970&rsquos when, as associate professor of physics at MIT, he had to find a way to explain gravitational waves (a prediction of general relativity) to his students. In an interview with MIT news writer, Jennifer Chu, Weiss recalled his revelation:

&ldquoThat was my quandary at the time, and that&rsquos when the invention was made. I said, &lsquoWhat&rsquos the simplest thing I can think of to show these students that you could detect the influence of a gravitational wave? &hellip The obvious thing to me was, let&rsquos take freely floating masses in space and measure the time it takes light to travel between them. The presence of a gravitational wave would change that time. [Later] knowing what you could do with lasers, I worked it out: Could you actually detect gravitational waves this way? And I came to the conclusion that yes, you could detect gravitational waves&hellip&rdquo

Sometime later, in 1972, Weiss carefully thought through and wrote down his idea, subsequently publishing it as a paper titled, "Electromagnetically Coupled Broadband Gravitational Antenna" . In this paper, Weiss described in great detail, the design and promise of using laser interferometry to detect gravitational waves. Within its 22 pages, the paper laid out the blueprint for the Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (at the time, Weiss called it an antenna.)

Rainer Weiss' original design for a Laser Gravitational Wave "antenna" (Copyright. R. Weiss (1972). "Electromagnetically Coupled Broadband Gravitational Antenna". Quarterly Progress Report, Research Laboratory of Electronics, MIT. 105: 54.)

And with that, LIGO was born (at least on paper).

Today, no one disputes the fact that LIGO owes its very existence to Rainer Weiss.

Transforming LIGO from concept to reality, however, would take another 20 years. There is no way that one man, even the enigmatic Rai Weiss, could get LIGO built by himself. So early on in those first two decades of navigating a circuitous path, trying to keep the idea of a radical scientific experiment alive, Rai found an ideal partner. In 1975, a fateful meeting between Weiss and Kip Thorne of Caltech would set into motion the development of one of the most complicated and risky scientific experiments ever conceived. Thorne, already a highly respected, accomplished, and influential theoretical physicist (with expertise in gravitational waves since the late 1960s), commanded a level of respect among peers, colleagues, research groups, and funding agencies that was unequalled. Kip&rsquos contributions in setting the astrophysics goals were central to the design of the Observatories and the first instruments, and his presence lent a high level of validity and credence to the idea.

As much as Rai is responsible for conceiving of LIGO, Kip Thorne is equally responsible for convincing countless others of LIGO&rsquos potential for success. As a result of his interactions with Weiss, Thorne convinced Caltech to create a gravitational-wave research group. The group would be led by Ron Drever, from Glasgow University (Drever, considered a co-founder of LIGO, would go on to co-invent the Pound&ndashDrever&ndashHall technique for laser stabilization, which was critical to LIGO&rsquos ability to detect gravitational waves). Sadly, Drever passed away earlier this year, but not before he learned of LIGO&rsquos success.

Thus was formed the LIGO triumvirate. With Rai&rsquos vision and original idea, Thorne&rsquos brilliant theoretical physics mind, Drever&rsquos brilliant engineering, and all of their remarkable capacities to champion the effort, nothing would stand in the way of LIGO&rsquos evolution from concept to reality.

In 1989, Weiss and Thorne, along with Ron Drever, Fred Raab, and Robbie Vogt, submitted a proposal for LIGO to the U.S. National Science Foundation (NSF) which has enthusiastically supported this effort from the start. The proposal included Rai&rsquos original design for the instrument, updated to include engineering and technology innovations that had occurred in the intervening 17 years. To their credit, and at great risk, the NSF approved the proposal. In 1994 construction began on the twin LIGO detectors in Hanford, Washington and Livingston, Louisiana.

That&rsquos when Barry Barish joined the trio. Barish became LIGO Principal Investigator in 1994, helping the growing cadre move from a small intensely focused group cooking up basic ideas to a large and broad team that could actually deliver the Observatories and hardware. Barry came with knowledge of how to build a project that would succeed, but more importantly, he came with vision and an incredible ability to strategize and make the science happen. His insights led not only to construction of the Observatories and the initial detectors, but also to the creation of the LIGO Scientific Collaboration and to the successful proposal to build Advanced LIGO&mdashthe instrument that would finally make the first detection. Barry was the perfect complement to Kip and Rai to bring LIGO to success.

The Rest (as they say) is History

Another 21 years would pass before the efforts of Rai Weiss, Kip Thorne, and Barry Barish finally paid off. On September 14, 2015, LIGO detected the gossamer flutters of spacetime created by the merging of two massive black holes some 1.3 billion light years away. Nearly half-a-century after its conception, LIGO had fulfilled its destiny.

So, while this Nobel Prize is being awarded barely two years after LIGO&rsquos historic detection, it acknowledges 45 years of effort: from conception, through design, planning, testing and prototyping, through decades of research and engineering, invention and innovation, advances in computing, lasers, and optics, and especially the championing and advocating of three remarkable men: Barry Barish, Kip Thorne, and Rai Weiss. There can be no doubt their recognition by the Nobel Committee is well earned.

Congratulations to you all!

MIT and Caltech proudly host press conferences in response to the well deserved awards. Watch the recording of Caltech's press conference:


Mündəricat

Background Edit

The LIGO concept built upon early work by many scientists to test a component of Albert Einstein's theory of general relativity, the existence of gravitational waves. Starting in the 1960s, American scientists including Joseph Weber, as well as Soviet scientists Mikhail Gertsenshtein and Vladislav Pustovoit, conceived of basic ideas and prototypes of laser interferometry, [17] [18] and in 1967 Rainer Weiss of MIT published an analysis of interferometer use and initiated the construction of a prototype with military funding, but it was terminated before it could become operational. [19] Starting in 1968, Kip Thorne initiated theoretical efforts on gravitational waves and their sources at Caltech, and was convinced that gravitational wave detection would eventually succeed. [17]

Prototype interferometric gravitational wave detectors (interferometers) were built in the late 1960s by Robert L. Forward and colleagues at Hughes Research Laboratories (with mirrors mounted on a vibration isolated plate rather than free swinging), and in the 1970s (with free swinging mirrors between which light bounced many times) by Weiss at MIT, and then by Heinz Billing and colleagues in Garching Germany, and then by Ronald Drever, James Hough and colleagues in Glasgow, Scotland. [20]

In 1980, the NSF funded the study of a large interferometer led by MIT (Paul Linsay, Peter Saulson, Rainer Weiss), and the following year, Caltech constructed a 40-meter prototype (Ronald Drever and Stan Whitcomb). The MIT study established the feasibility of interferometers at a 1-kilometer scale with adequate sensitivity. [17] [21]

Under pressure from the NSF, MIT and Caltech were asked to join forces to lead a LIGO project based on the MIT study and on experimental work at Caltech, MIT, Glasgow, and Garching. Drever, Thorne, and Weiss formed a LIGO steering committee, though they were turned down for funding in 1984 and 1985. By 1986, they were asked to disband the steering committee and a single director, Rochus E. Vogt (Caltech), was appointed. In 1988, a research and development proposal achieved funding. [17] [21] [22] [23] [24] [25]

From 1989 through 1994, LIGO failed to progress technically and organizationally. Only political efforts continued to acquire funding. [17] [26] Ongoing funding was routinely rejected until 1991, when the U.S. Congress agreed to fund LIGO for the first year for $23 million. However, requirements for receiving the funding were not met or approved, and the NSF questioned the technological and organizational basis of the project. [22] [23] By 1992, LIGO was restructured with Drever no longer a direct participant. [17] [26] [27] [28] Ongoing project management issues and technical concerns were revealed in NSF reviews of the project, resulting in the withholding of funds until they formally froze spending in 1993. [17] [26] [29] [30]

In 1994, after consultation between relevant NSF personnel, LIGO's scientific leaders, and the presidents of MIT and Caltech, Vogt stepped down and Barry Barish (Caltech) was appointed laboratory director, [17] [27] [31] and the NSF made clear that LIGO had one last chance for support. [26] Barish's team created a new study, budget, and project plan with a budget exceeding the previous proposals by 40%. Barish proposed to the NSF and National Science Board to build LIGO as an evolutionary detector, where detection of gravitational waves with initial LIGO would be possible, and with advanced LIGO would be probable. [32] This new proposal received NSF funding, Barish was appointed Principal Investigator, and the increase was approved. In 1994, with a budget of US$395 million, LIGO stood as the largest overall funded NSF project in history. The project broke ground in Hanford, Washington in late 1994 and in Livingston, Louisiana in 1995. As construction neared completion in 1997, under Barish's leadership two organizational institutions were formed, LIGO Laboratory and LIGO Scientific Collaboration (LSC). The LIGO laboratory consists of the facilities supported by the NSF under LIGO Operation and Advanced R&D this includes administration of the LIGO detector and test facilities. The LIGO Scientific Collaboration is a forum for organizing technical and scientific research in LIGO. It is a separate organization from LIGO Laboratory with its own oversight. Barish appointed Weiss as the first spokesperson for this scientific collaboration. [17] [22]

Observations begin Edit

Initial LIGO operations between 2002 and 2010 did not detect any gravitational waves. In 2004, under Barish, the funding and groundwork were laid for the next phase of LIGO development (called "Enhanced LIGO"). This was followed by a multi-year shut-down while the detectors were replaced by much improved "Advanced LIGO" versions. [33] [34] Much of the research and development work for the LIGO/aLIGO machines was based on pioneering work for the GEO600 detector at Hannover, Germany. [35] [36] By February 2015, the detectors were brought into engineering mode in both locations. [37]

By mid-September 2015, "the world's largest gravitational-wave facility" completed a 5-year US$200-million overhaul at a total cost of $620 million. [9] [38] On 18 September 2015, Advanced LIGO began its first formal science observations at about four times the sensitivity of the initial LIGO interferometers. [39] Its sensitivity will be further enhanced until it reaches design sensitivity around 2021. [40]

Detections Edit

On 11 February 2016, the LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration published a paper about the detection of gravitational waves, from a signal detected at 09.51 UTC on 14 September 2015 of two

30 solar mass black holes merging about 1.3 billion light-years from Earth. [41] [42]

Current executive director David Reitze announced the findings at a media event in Washington D.C., while executive director emeritus Barry Barish presented the first scientific paper of the findings at CERN to the physics community. [43]

On 2 May 2016, members of the LIGO Scientific Collaboration and other contributors were awarded a Special Breakthrough Prize in Fundamental Physics for contributing to the direct detection of gravitational waves. [44]

On 16 June 2016 LIGO announced a second signal was detected from the merging of two black holes with 14.2 and 7.5 times the mass of the Sun. The signal was picked up on 26 December 2015, at 3:38 UTC. [45]

The detection of a third black hole merger, between objects of 31.2 and 19.4 solar masses, occurred on 4 January 2017 and was announced on 1 June 2017. [46] [47]

A fourth detection of a black hole merger, between objects of 30.5 and 25.3 solar masses, was observed on 14 August 2017 and was announced on 27 September 2017. [48]

In 2017, Weiss, Barish, and Thorne received the Nobel Prize in Physics "for decisive contributions to the LIGO detector and the observation of gravitational waves." Weiss was awarded one-half of the total prize money, and Barish and Thorne each received a one-quarter prize. [49] [50] [51]

LIGO resumed operation after shutdown for improvements on 26 March 2019, with Virgo expected to join the network 1 April 2019. [52]

LIGO's mission is to directly observe gravitational waves of cosmic origin. These waves were first predicted by Einstein's general theory of relativity in 1916, when the technology necessary for their detection did not yet exist. Their existence was indirectly confirmed when observations of the binary pulsar PSR 1913+16 in 1974 showed an orbital decay which matched Einstein's predictions of energy loss by gravitational radiation. The Nobel Prize in Physics 1993 was awarded to Hulse and Taylor for this discovery. [54]

Direct detection of gravitational waves had long been sought. Their discovery has launched a new branch of astronomy to complement electromagnetic telescopes and neutrino observatories. Joseph Weber pioneered the effort to detect gravitational waves in the 1960s through his work on resonant mass bar detectors. Bar detectors continue to be used at six sites worldwide. By the 1970s, scientists including Rainer Weiss realized the applicability of laser interferometry to gravitational wave measurements. Robert Forward operated an interferometric detector at Hughes in the early 1970s. [55]

In fact as early as the 1960s, and perhaps before that, there were papers published on wave resonance of light and gravitational waves. [56] Work was published in 1971 on methods to exploit this resonance for the detection of high-frequency gravitational waves. In 1962, M. E. Gertsenshtein and V. I. Pustovoit published the very first paper describing the principles for using interferometers for the detection of very long wavelength gravitational waves. [57] The authors argued that by using interferometers the sensitivity can be 10 7 to 10 10 times better than by using electromechanical experiments. Later, in 1965, Braginsky extensively discussed gravitational-wave sources and their possible detection. He pointed out the 1962 paper and mentioned the possibility of detecting gravitational waves if the interferometric technology and measuring techniques improved.

Since the early 1990s, physicists have thought that technology has evolved to the point where detection of gravitational waves—of significant astrophysical interest—is now possible. [58]

In August 2002, LIGO began its search for cosmic gravitational waves. Measurable emissions of gravitational waves are expected from binary systems (collisions and coalescences of neutron stars or black holes), supernova explosions of massive stars (which form neutron stars and black holes), accreting neutron stars, rotations of neutron stars with deformed crusts, and the remnants of gravitational radiation created by the birth of the universe. The observatory may, in theory, also observe more exotic hypothetical phenomena, such as gravitational waves caused by oscillating cosmic strings or colliding domain walls.

Each observatory supports an L-shaped ultra high vacuum system, measuring 4 kilometers (2.5 miles) on each side. Up to five interferometers can be set up in each vacuum system.

The LIGO Livingston Observatory houses one laser interferometer in the primary configuration. This interferometer was successfully upgraded in 2004 with an active vibration isolation system based on hydraulic actuators providing a factor of 10 isolation in the 0.1–5 Hz band. Seismic vibration in this band is chiefly due to microseismic waves and anthropogenic sources (traffic, logging, etc.).

The LIGO Hanford Observatory houses one interferometer, almost identical to the one at the Livingston Observatory. During the Initial and Enhanced LIGO phases, a half-length interferometer operated in parallel with the main interferometer. For this 2 km interferometer, the Fabry–Pérot arm cavities had the same optical finesse, and, thus, half the storage time as the 4 km interferometers. With half the storage time, the theoretical strain sensitivity was as good as the full length interferometers above 200 Hz but only half as good at low frequencies. During the same era, Hanford retained its original passive seismic isolation system due to limited geologic activity in Southeastern Washington.

The parameters in this section refer to the Advanced LIGO experiment. The primary interferometer consists of two beam lines of 4 km length which form a power-recycled Michelson interferometer with Gires–Tournois etalon arms. A pre-stabilized 1064 nm Nd:YAG laser emits a beam with a power of 20 W that passes through a power recycling mirror. The mirror fully transmits light incident from the laser and reflects light from the other side increasing the power of the light field between the mirror and the subsequent beam splitter to 700 W. From the beam splitter the light travels along two orthogonal arms. By the use of partially reflecting mirrors, Fabry–Pérot cavities are created in both arms that increase the effective path length of laser light in the arm. The power of the light field in the cavity is 100 kW. [60]

When a gravitational wave passes through the interferometer, the spacetime in the local area is altered. Depending on the source of the wave and its polarization, this results in an effective change in length of one or both of the cavities. The effective length change between the beams will cause the light currently in the cavity to become very slightly out of phase (antiphase) with the incoming light. The cavity will therefore periodically get very slightly out of coherence and the beams, which are tuned to destructively interfere at the detector, will have a very slight periodically varying detuning. This results in a measurable signal. [61]

After an equivalent of approximately 280 trips down the 4 km length to the far mirrors and back again, [62] the two separate beams leave the arms and recombine at the beam splitter. The beams returning from two arms are kept out of phase so that when the arms are both in coherence and interference (as when there is no gravitational wave passing through), their light waves subtract, and no light should arrive at the photodiode. When a gravitational wave passes through the interferometer, the distances along the arms of the interferometer are shortened and lengthened, causing the beams to become slightly less out of phase. This results in the beams coming in phase, creating a resonance, hence, some light arrives at the photodiode, indicating a signal. Light that does not contain a signal is returned to the interferometer using a power recycling mirror, thus increasing the power of the light in the arms. In actual operation, noise sources can cause movement in the optics which produces similar effects to real gravitational wave signals a great deal of the art and complexity in the instrument is in finding ways to reduce these spurious motions of the mirrors. Observers compare signals from both sites to reduce the effects of noise. [63]

Based on current models of astronomical events, and the predictions of the general theory of relativity, [64] [65] [66] gravitational waves that originate tens of millions of light years from Earth are expected to distort the 4-kilometre (2.5 mi) mirror spacing by about 10 −18 m , less than one-thousandth the charge diameter of a proton. Equivalently, this is a relative change in distance of approximately one part in 10 21 . A typical event which might cause a detection event would be the late stage inspiral and merger of two 10-solar-mass black holes, not necessarily located in the Milky Way galaxy, which is expected to result in a very specific sequence of signals often summarized by the slogan chirp, burst, quasi-normal mode ringing, exponential decay.

In their fourth Science Run at the end of 2004, the LIGO detectors demonstrated sensitivities in measuring these displacements to within a factor of 2 of their design.

During LIGO's fifth Science Run in November 2005, sensitivity reached the primary design specification of a detectable strain of one part in 10 21 over a 100 Hz bandwidth. The baseline inspiral of two roughly solar-mass neutron stars is typically expected to be observable if it occurs within about 8 million parsecs (26 × 10 ^ 6 ly), or the vicinity of the Local Group, averaged over all directions and polarizations. Also at this time, LIGO and GEO 600 (the German-UK interferometric detector) began a joint science run, during which they collected data for several months. Virgo (the French-Italian interferometric detector) joined in May 2007. The fifth science run ended in 2007, after extensive analysis of data from this run did not uncover any unambiguous detection events.

In February 2007, GRB 070201, a short gamma-ray burst arrived at Earth from the direction of the Andromeda Galaxy. The prevailing explanation of most short gamma-ray bursts is the merger of a neutron star with either a neutron star or a black hole. LIGO reported a non-detection for GRB 070201, ruling out a merger at the distance of Andromeda with high confidence. Such a constraint was predicated on LIGO eventually demonstrating a direct detection of gravitational waves. [67]

Enhanced LIGO Edit

After the completion of Science Run 5, initial LIGO was upgraded with certain technologies, planned for Advanced LIGO but available and able to be retrofitted to initial LIGO, which resulted in an improved-performance configuration dubbed Enhanced LIGO. [68] Some of the improvements in Enhanced LIGO included:

Science Run 6 (S6) began in July 2009 with the enhanced configurations on the 4 km detectors. [69] It concluded in October 2010, and the disassembly of the original detectors began.

Advanced LIGO Edit

After 2010, LIGO went offline for several years for a major upgrade, installing the new Advanced LIGO detectors in the LIGO Observatory infrastructures.

The project continued to attract new members, with the Australian National University and University of Adelaide contributing to Advanced LIGO, and by the time the LIGO Laboratory started the first observing run 'O1' with the Advanced LIGO detectors in September 2015, the LIGO Scientific Collaboration included more than 900 scientists worldwide. [9]

The first observing run operated at a sensitivity roughly 3 times greater than Initial LIGO, [70] and a much greater sensitivity for larger systems with their peak radiation at lower audio frequencies. [71]

On 11 February 2016, the LIGO and Virgo collaborations announced the first observation of gravitational waves. [42] [60] The signal was named GW150914. [60] [72] The waveform showed up on 14 September 2015, within just two days of when the Advanced LIGO detectors started collecting data after their upgrade. [42] [73] [74] It matched the predictions of general relativity [64] [65] [66] for the inward spiral and merger of a pair of black holes and subsequent ringdown of the resulting single black hole. The observations demonstrated the existence of binary stellar-mass black hole systems and the first observation of a binary black hole merger.

On 15 June 2016, LIGO announced the detection of a second gravitational wave event, recorded on 26 December 2015, at 3:38 UTC. Analysis of the observed signal indicated that the event was caused by the merger of two black holes with masses of 14.2 and 7.5 solar masses, at a distance of 1.4 billion light years. [45] The signal was named GW151226. [75]

The second observing run (O2) ran from 30 November 2016 [76] to 25 August 2017, [77] with Livingston achieving 15–25% sensitivity improvement over O1, and with Hanford's sensitivity similar to O1. [78] In this period, LIGO saw several further gravitational wave events: GW170104 in January GW170608 in June and five others between July and August 2017. Several of these were also detected by the Virgo Collaboration. [79] [80] [81] Unlike the black hole mergers which are only detectable gravitationally, GW170817 came from the collision of two neutron stars and was also detected electromagnetically by gamma ray satellites and optical telescopes. [80]

The third run (O3) began on 1 April 2019 [82] and is planned to last until 30 April 2020. [83] [84] Future observing runs will be interleaved with commissioning efforts to further improve the sensitivity. It is aimed to achieve design sensitivity in 2021. [40]

On 6 January 2020, LIGO announced the detection of what appeared to be gravitational ripples from a collision of two neutron stars, recorded on 25 April 2019, by the LIGO Livingston detector. Unlike GW170817, this event did not result in any light being detected. Furthermore, this is the first published event for a single-observatory detection, given that the LIGO Hanford detector was temporarily offline at the time and the event was too faint to be visible in Virgo's data. [85]

LIGO-India Edit

LIGO-India, or INDIGO, is a planned collaborative project between the LIGO Laboratory and the Indian Initiative in Gravitational-wave Observations (IndIGO) to create a gravitational-wave detector in India. The LIGO Laboratory, in collaboration with the US National Science Foundation and Advanced LIGO partners from the U.K., Germany and Australia, has offered to provide all of the designs and hardware for one of the three planned Advanced LIGO detectors to be installed, commissioned, and operated by an Indian team of scientists in a facility to be built in India.

The LIGO-India project is a collaboration between LIGO Laboratory and the LIGO-India consortium: Institute of Plasma Research, Gandhinagar IUCAA (Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics), Pune and Raja Ramanna Centre for Advanced Technology, Indore.

The expansion of worldwide activities in gravitational-wave detection to produce an effective global network has been a goal of LIGO for many years. In 2010, a developmental roadmap [86] issued by the Gravitational Wave International Committee (GWIC) recommended that an expansion of the global array of interferometric detectors be pursued as a highest priority. Such a network would afford astrophysicists with more robust search capabilities and higher scientific yields. The current agreement between the LIGO Scientific Collaboration and the Virgo collaboration links three detectors of comparable sensitivity and forms the core of this international network. Studies indicate that the localization of sources by a network that includes a detector in India would provide significant improvements. [87] [88] Improvements in localization averages are predicted to be approximately an order of magnitude, with substantially larger improvements in certain regions of the sky.

The NSF was willing to permit this relocation, and its consequent schedule delays, as long as it did not increase the LIGO budget. Thus, all costs required to build a laboratory equivalent to the LIGO sites to house the detector would have to be borne by the host country. [89] The first potential distant location was at AIGO in Western Australia, [90] however the Australian government was unwilling to commit funding by 1 October 2011 deadline.

A location in India was discussed at a Joint Commission meeting between India and the US in June 2012. [91] In parallel, the proposal was evaluated by LIGO's funding agency, the NSF. As the basis of the LIGO-India project entails the transfer of one of LIGO's detectors to India, the plan would affect work and scheduling on the Advanced LIGO upgrades already underway. In August 2012, the U.S. National Science Board approved the LIGO Laboratory's request to modify the scope of Advanced LIGO by not installing the Hanford "H2" interferometer, and to prepare it instead for storage in anticipation of sending it to LIGO-India. [92] In India, the project was presented to the Department of Atomic Energy and the Department of Science and Technology for approval and funding. On 17 February 2016, less than a week after LIGO's landmark announcement about the detection of gravitational waves, Indian Prime Minister Narendra Modi announced that the Cabinet has granted 'in-principle' approval to the LIGO-India mega science proposal. [93]

A site near pilgrimage site of Aundha Nagnath in the Hingoli district of state Maharashtra in western India has been selected. [94] [95]

A+ Edit

Like Enhanced LIGO, certain improvements will be retrofitted to the existing Advanced LIGO instrument. These are referred to as A+ proposals, and are planned for installation starting from 2019 until the upgraded detector is operational in 2024. [96] The changes would almost double Advanced LIGO's sensitivity, [97] [98] and increase the volume of space searched by a factor of seven. [99] The upgrades include:

  • Improvements to the mirror suspension system. [100]
  • Increased reflectivity of the mirrors.
  • Using frequency-dependent squeezed light, which would simultaneously decrease radiation pressure at low frequencies and shot noise at high frequencies, and
  • Improved mirror coatings with lower mechanical loss. [101]

Because the final LIGO output photodetector is sensitive to phase, and not amplitude, it is possible to squeeze the signal so there is less phase noise and more amplitude noise, without violating the quantum mechanical limit on their product. [102] This is done by injecting a "squeezed vacuum state" into the dark port (interferometer output) which is quieter, in the relevant parameter, than simple darkness. Such a squeezing upgrade was installed at both LIGO sites prior to the third observing run. [103] The A+ improvement will see the installation of an additional optical cavity that acts to rotate the squeezing quadrature from phase-squeezed at high frequencies (above 50 Hz) to amplitude-squeezed at low frequencies, thereby also mitigating low-frequency radiation pressure noise.

LIGO Voyager Edit

A third-generation detector at the existing LIGO sites is being planned under the name "LIGO Voyager" to improve the sensitivity by an additional factor of two, and halve the low-frequency cutoff to 10 Hz. [104] Plans call for the glass mirrors and 1064 nm lasers to be replaced by even larger 160 kg silicon test masses, cooled to 123 K (a temperature achievable with liquid nitrogen), and a change to a longer laser wavelength in the 1500–2200 nm range at which silicon is transparent. (Many documents assume a wavelength of 1550 nm, but this is not final.)

Voyager would be an upgrade to A+, to be operational around 2027–2028. [105]

Cosmic Explorer Edit

A design for a larger facility with longer arms is called "Cosmic Explorer". This is based on the LIGO Voyager technology, has a similar LIGO-type L-shape geometry but with 40 km arms. The facility is currently planned to be on the surface. It has a higher sensitivity than Einstein Telescope for frequencies beyond 10 Hz, but lower sensitivity under 10 Hz. [104]


Lessons Learned

Below are some observations from this project that apply to more than just orreries:

  1. I enjoy investing making things and being able to refine their design.
  2. It is tempting to spend a lot of time on things I enjoy. To keep a project on schedule, it is important to have a defined project scope and to break projects up into smaller deadlines.
  3. Version control is incredibly useful. Using Git, I could track my code and documentation as it evolved, comment on those changes, and easily see differences between versions. When I started my job after graduation, this experience helped me to appreciate and quickly learn SolidWorks PDM (a proprietary version control solution from Dassault Systèmes).
  4. I should have used Octave or Python for development instead of MATLAB. MATLAB was free as a student, but GNU Octave and Python are always free and would have sufficed for this project.
  5. Although the laser cutter made fabricating parts easy, assembly could be improved. Soldering was done before the gears were added. However, this increased the difficulty in keeping the gears straight during assembly and risked damage to the planet arms.
  6. A project will never be perfect, but it can complete an objective. If the project is well documented, it makes it easier to pick the project up again.

For more information on these figures and how they were produced, read the freely available preprint.

Şəkil 1: The upper panel shows the "BNS range" of the LIGO and Virgo detectors during O2. The break at week 3 was for the end-of-year 2016 holidays. There was an additional break in the run at week 23 to make improvements to instrument sensitivity. The impact on the LIGO Hanford instrument sensitivity, due to an earthquake in Montana, can be seen at week 31. Virgo joined O2 in week 34. The lower panel shows the sensitivity of each detector, indicated by the amplitude of the total strain noise as a function of frequency. The curves represent the best performance of each detector during O2. (Adapted from Figure 1 of our paper.)

Figure 2: 90% credible regions for the estimated component masses of our gravitational-wave detections, in units of the mass of the Sun. The estimated masses of the neutron stars in GW170817 are shown in the bottom left hand corner of the plot. All other events are binary black hole mergers. It can be seen that the estimated masses cover a wide range, from about 5 times to about 70 times the mass of the Sun. For each event we have labeled the more massive component of the binary pair as '1'. (Adapted from Figure 4 of our paper.)

Şəkil 3: Estimated values of the effective aligned spin for each of our gravitational-wave detections. We can see that in all cases our estimate of this quantity is centered around zero, except for GW170729 and GW151226 where we can rule out a zero value for the effective spin with more than 90% confidence. (Adapted from Figure 5 of our paper.)

Şəkil 4: Sky maps showing 50% and 90% credible regions for the measured location on the sky of our gravitational-wave detections. The significantly better sky localization provided by the network of three detectors (LLO, LHO and Virgo) is apparent for e.g. GW170818. (Adapted from Figure 8 of our paper.)

Figure 5: Time frequency maps and reconstructed signal waveforms for the ten binary black hole events reported in our catalog. In the right hand panel for each detection, the different colors represent different methods for reconstructing the waveforms these are found to be consistent with each other when we take into account the uncertainties in the process. (Adapted from Figure 10 of our paper.)

Figure 6: Animation of LIGO's and Virgo's "Binary Black Hole Orrery": a visualization of the merging black holes that LIGO and Virgo have observed so far. This video (click here to view directly on Youtube) shows numerical-relativity calculations of the black holes' horizons and the emitted gravitational waves, during the final few orbits of the black holes as they spiral inwards, merge and ring down. Each numerical-relativity calculation is consistent with one of the observations in the LIGO-Virgo catalog. As the horizons of the black holes spiral together and merge, the emitted gravitational waves become louder (larger amplitude) and higher pitched (higher in frequency). This movie is inspired by the Kepler Orrery. (Credit: Teresita Ramirez / Geoffrey Lovelace / SXS Collaboration / LIGO Virgo Collaboration).


Watch the video: Orrery (Oktyabr 2021).