LIGO () — лазерно-интерферометрическая гравитационно-волновая обсерватория. Проект был предложен в 1992 году Кипом Торном, Рональдом Древером из Калифорнийского технологического института и Райнером Вайссом из Массачусетского технологического института. Проект финансируется американским Национальным научным фондом. Достигая по стоимости 1,4 миллиардов долларов, этот проект является самым дорогим среди всех когда-либо финансировавшихся фондом.
Международное научное сообщество LIGO (, LSC) представляет собой растущую с каждым годом группу исследователей: около 40 научно-исследовательских институтов и 1500 отдельных учёных работают над анализом данных, поступающих с LIGO и других обсерваторий. В составе коллаборации работают и две научные группы из России: группа В. П. Митрофанова (Кафедра физики колебаний Физического факультета МГУ, Москва) и группа академика РАН А. М. Сергеева (Институт прикладной физики РАН, Нижний Новгород).
11 февраля 2016 года коллаборации LIGO и VIRGO объявили об обнаружении гравитационных волн, произошедшем 14 сентября 2015 года на установках LIGO, обнаруженный сигнал исходил от слияния двух чёрных дыр массами 36 и 29 солнечных масс на расстоянии около 1,3 млрд световых лет от Земли, при этом три солнечных массы ушли на излучение.
Цели и задачи Главная задача LIGO — экспериментальное обнаружение гравитационных волн космического происхождения. Эти волны впервые были предсказаны в общей теории относительности Эйнштейна в 1916 году, когда ещё не существовало технологий, необходимых для их обнаружения. Их существование было косвенно доказано (Stairs, I. H. (2003) Testing general relativity with pulsar timing. Liv. Rev. Relativity 6, 5; Lorimer, D. R. (2008) Binary and millisecond pulsars. Liv. Rev. Relativity 11, 8) при изучении пульсара PSR B1913+16 (за открытие пульсара учёные были награждены Нобелевской премией по физике 1993 года).
В августе 2002 года обсерватория LIGO начала наблюдение гравитационных волн. Как предполагается, их можно наблюдать в двойных системах (столкновения и взаимодействия нейтронных звёзд и чёрных дыр), при взрывах сверхновых звёзд, вблизи пульсаров и в остатках гравитационного излучения, порождённого Большим взрывом. Теоретически обсерватория может исследовать и такие гипотетические явления как космические струны и границы доменов (, границы, разделяющие регионы двух возможных минимумов потенциальной энергии (вакуумов)).
Обсерватория участвует в проекте Einstein@Home.
Обсерватории
LIGO состоит из двух обсерваторий: в Ливингстоне (штат Луизиана)Вид из космоса и в Хэнфорде (штат Вашингтон)Вид из космоса, удалённых друг от друга на 3002 километра. Поскольку скорость распространения гравитационных волн, как ожидают, равна скорости света, это расстояние даёт разницу в 10 миллисекунд, которая позволит определить направление на источник зарегистрированного сигнала.
Основной элемент каждой обсерватории — Г-образная система, состоящая из двух четырёхкилометровых плеч с высоким вакуумом внутри. Внутри такой системы устанавливается модифицированный интерферометр Майкельсона, в каждом из плеч которого благодаря дополнительным зеркалам из кварцевого стекла образуются резонаторы Фабри-Перо, эти зеркала на особом подвесе являются пробными массами, расстояние между которыми меняет пришедшая гравитационная волна. Она удлиняет одно плечо и одновременно укорачивает второе.
Луч лазера вначале проходит через одностороннее зеркало, которое пропускает луч от лазера и отражает луч, возвращающийся из интерферометра, таким образом являясь рециркулятором мощности и позволяя вместо 750-киловаттного лазера использовать 200-ваттный. Затем луч входит в интерферометр и разделяется светоделителем на два луча, каждый из которых направляется в соответствующее плечо интерферометра и проходит резонатор Фабри-Перо около 280 раз, многократно отражаясь в конце и начале плеча, что значительно повышает чувствительность интерферометра. Затем лучи из двух плеч складываются в фотодетекторе, и разность хода между ними вызывает изменение тока в детекторе.
Одновременно с основным интерферометром может быть использован «малый» интерферометр. Длина плеча такого интерферометра вдвое меньше (2 километра), а резкости резонаторов Фабри-Перо в плечах те же, что и у основного интерферометра, что соответствует вдвое меньшему времени затухания. Из-за уменьшения времени звона, теоретически рассчитанная чувствительность малого интерферометра совпадает с чувствительностью основного интерферометра на частотах выше 200 Гц, но вдвое хуже на низких частотах.
Обсерватория в Ливингстоне работает с одним интерферометром в основном режиме. В 2004 году этот интерферометр был успешно усовершенствован посредством установки основанной на гидравлических актюаторах активной системы механического шумоподавления. Такая система обеспечивает ослабление вибраций на частотах 0,1—5 Гц на порядок. В этой полосе сейсмические вибрации обусловлены, в основном, микросейсмическими волнами и антропогенными источниками (дорожным движением, лесозаготовками и пр.)
В Хэнфордской обсерватории наряду с интерферометром, идентичным Ливингстонскому, используют также вдвое меньший интерферометр. Благодаря ограниченной сейсмической активности в юго-восточном Вашингтоне, в Хэнфорде допустимо было продолжать использовать пассивную систему шумоподавления.
История научных запусков
23 августа 2002 г. — 9 сентября 2002 г. (кодовое обозначение «S1»); 14 февраля 2003 г. — 14 апреля 2003 г. («S2»); 31 октября 2003 г. — 9 января 2004 г. («S3»); 22 февраля 2005 г. — 23 марта 2005 г. («S4»); 4 ноября 2005 г. — август 2007 г. («S5»); 7 июля 2009 г. — 20 октября 2010 г. («S6»); 18 сентября 2015 — 12 января 2016 («O1») — первый научный запуск Advanced LIGO; 30 ноября 2016 — 25 августа 2017 («O2») — второй научный запуск ; 1 апреля 2019 — 1 октября 2019 («O3a») ; 1 ноября 2019 — 27 марта 2020 («O3b») ; 1 мая 2023 — 2025 .
Наблюдавшиеся события
GW150914 (14 сентября 2015 года) GW151226 (26 декабря 2015 года) GW170104 (4 января 2017 года) GW170814 (14 августа 2017 года) GW170817 (17 августа 2017 года) GW190425 (25 апреля 2019 года) GW190814 (14 августа 2019 года)
Проекты
Advanced LIGO Предполагалась серия улучшений обсерватории. К 2014 году планировалось достичь на порядок лучшей чувствительности, чем в действующих до 2011 и 2012 годов антеннах.
LISA LISA (, космическая антенна, использующая принцип лазерного интерферометра) — совместный проект НАСА и ЕКА, который планируется объединить с LIGO в исследовании гравитационных волн. Обсерватории будут воспринимать гравитационные волны на разных частотах (частота волн, воспринимаемых LISA, на четыре — пять порядков ниже, чем у LIGO), поэтому полученные данные будут взаимодополняться.
См. также
Детектор гравитационных волн Einstein@Home VIRGO KAGRA
Примечания Комментарии
Использованная литература и источники
Литература
Торн К. Черные дыры и складки времени. Дерзкое наследие Эйнштейна, М.: Государственное издательство физико-математической литературы, 2009 г.
Ссылки Официальный сайт LIGO Научное сообщество LIGO (LSC)
В поисках гравитационных волн. Проект LIGO LIGO: линейка точностью в одну десятитысячную протона. Научно-популярный очерк. 2017-10-15
Категория:Гравитация Категория:Астрономические обсерватории по алфавиту Категория:Астрономические обсерватории США Категория:Релятивистские и гравитационные явления Категория:Гравитационно-волновые телескопы Категория:Лауреаты премии Грубера по космологии