중력파 최초 관측

First observation of gravitational waves
GW150914
LIGO measurement of gravitational waves.svg
리빙스턴(오른쪽)과 핸포드(왼쪽) 검출기의 LIGO 측정과 이론적인 예측값 비교
거리410+160
−180 Mpc[1]
레드시프트0.093+0.030
−0.036[1]
총 에너지 출력3.0+0.5-0
.5×c2[2][note 1]
기타 명칭GW150914
Commons 관련 매체
[Wikidata에서 편집]

중력파의 첫 번째 직접 관측은 2015년 9월 14일 이루어졌으며 [3][4][5]2016년 2월 11일 LIGO와 처녀자리 협업에 의해 발표되었다.이전에는 중력파가 쌍성계의 맥동 시기에 미치는 영향을 통해 간접적으로만 추정되었습니다.두 LIGO [6]관측소에서 모두 검출된 파형은 내부 나선형에서 발생하는 중력파의 일반[7][8][9] 상대성 예측과 일치하며, 약 36~29 태양 질량의 블랙홀 쌍이 합쳐지고, 그 결과로 생긴 단일 블랙홀의 "[note 2]링다운"과 일치했다.신호는 GW150914로 명명되었다(중력파와 관측일 2015-09-14).[3][11]이는 또한 쌍성 블랙홀 병합을 최초로 관측한 것으로, 쌍성-질량 블랙홀 시스템의 존재와 현재 우주의 나이 내에 이러한 병합이 일어날 수 있다는 사실을 입증했다.

이 최초의 직접적인 관찰은 여러 가지 이유로 전 세계에 놀라운 업적으로 보고되었다.이러한 파동의 존재를 직접적으로 증명하려는 노력은 50년 이상 지속되어 왔고, 그 파동은 너무나 미미한 것이어서 알버트 아인슈타인 자신도 그것이 [12][13]발견될 수 있을지 의심했다.GW150914의 대격변 합병에 의해 방출된 파동은 4km의 LIGO 팔의 길이를 [11]양성자 [14][note 3]폭의 1,000분의 1로 바꾸는 파동으로 지구에 도달했으며, 이는 태양계 밖에서 가장 가까운 별까지의 거리를 머리카락 폭만큼 바꾸는 것과 비례한다.이 쌍성이 나선형으로 합쳐지면서 방출되는 에너지는 태양 질량이 3.0+0.5
~0.5c2(5.3+0.9-0
)에 달할 정도로 거대했다.총 8×1047 줄 또는 5300+900-800
 적)이 중력파로 방사되어 약 3.6+0.5-0
.4×10와트의49 최종 몇 밀리초 만에 최대 방출 속도에 도달했습니다. 이는 관측 가능한 [3][4][15][16][note 4]우주의 모든 별이 방사하는 모든 빛의 힘을 합친 것보다 큰 수준입니다.

이 관찰은 일반 상대성 이론의 마지막 남은 직접적 예측을 확인하고 대규모 우주 사건(강력한 현장 테스트로 알려져 있음)의 맥락에서 시공간 왜곡에 대한 예측을 뒷받침합니다.그것은 또한 이전에는 불가능했던 폭력적인 천체물리학적 사건들을 관측할 수 있게 하고 잠재적으로 우주의 [3][18][19][20][21]가장 초기 역사를 직접 관찰할 수 있게 하는 중력파 천문학의 새로운 시대를 열 것이라고 예고되었다.2016년 6월 15일, 2015년 말에 만들어진 중력파의 두 가지 검출이 추가로 발표되었다.[22]2017년에는 전자파 방사에서도 관측된 쌍성자별의 최초 병합인 GW170817을 포함하여 8개의 관측치가 추가로 이루어졌다.

중력파

주요 기사: 중력파
블랙홀 바이너리 시스템 GW150914의 [23]최종 인스피럴, 병합 및 링다운 중에 생성된 시공간과 중력파의 뒤틀림을 보여주는 비디오 시뮬레이션.

알버트 아인슈타인은 [24][25]1916년 [26]일반상대성이론을 바탕으로 중력파의 존재를 예측했다.일반상대성이론은 중력을 질량에 의한 시공간 왜곡의 결과로 해석한다.따라서, 아인슈타인은 또한 우주의 사건들이 시공간에서 "파문" 즉 시공간 자체의 왜곡을 야기할 것이라고 예측했다. 비록 그것들은 그 [13]당시에 예견된 어떤 기술로도 거의 감지하기 불가능할 수 있지만, 그것은 바깥으로 확산될 것이다.궤도에서 움직이는 물체들은 이러한 이유로 에너지를 잃을 것이라고 예측되었다. 어떤 에너지는 중력파로 방출될 것이기 때문이다. 비록 이것은 가장 극단적인 [27]경우를 제외하고는 거의 미미할 것이다.

중력파가 가장 강한 경우는 중성자별이나 블랙홀과 같은 두 개의 콤팩트한 물체가 합쳐지는 마지막 순간이다.수백만 년에 걸쳐 쌍성 중성자별과 쌍성 블랙홀은 중력파를 통해 에너지를 잃고 그 결과 서로를 향해 소용돌이치며 들어옵니다.이 과정의 맨 마지막에, 두 물체는 극단적인 속도에 도달하게 될 것이고, 그들의 합성의 마지막 1초 동안 이론적으로 상당한 양의 질량이 중력 에너지로 변환되어 [28]중력파로 바깥쪽으로 이동하게 될 것이고, 이것은 보통 때보다 더 큰 발견 기회를 가능하게 할 것이다.그러나 우주의 콤팩트 쌍성의 수에 대해서는 거의 알려져 있지 않고 최종 단계에 도달하는 것은 매우 느릴 수 있기 때문에, 그러한 사건이 얼마나 자주 [29]일어날지에 대해서는 확실성이 거의 없었다.

관찰

주요 기사 : 중력파 검출, 중력파 천문학, 중력파 관측 목록
마지막 인스피럴, 병합 및 링다운 0.33초 동안 가까운 관찰자가 본 블랙홀 바이너리 시스템 GW150914의 슬로모션 컴퓨터 시뮬레이션.시공간 자체가 회전하는 블랙홀에 [23]의해 왜곡되고 끌려다니기 때문에 블랙홀 뒤에 있는 별장은 심하게 일그러지고 있으며 극단적인 중력 렌즈에 의해 회전하고 움직이는 것으로 보인다.

중력파는 중력파에 의해 야기되는 천체 현상을 관측함으로써 간접적으로 또는 지구 기반 LIGO나 계획된 우주 기반 [30]LISA 기구와 같은 기구를 통해 더 직접적으로 검출할 수 있다.

간접 관찰

중력파의 증거는 1974년 이중 중성자 별계 PSR B1913+16의 운동을 통해 처음 추론되었다. 이 중 한 별은 회전하면서 정확하고 일정한 간격으로 전파 주파수로 전자기 펄스를 방출하는 펄서이다.이 별들을 발견한 러셀 헐스와 조셉 테일러는 또한 시간이 지나면서 펄스의 주파수가 줄어들었고, 중력파에 [31][32]의해 방출될 예측 에너지와 밀접하게 일치하는 에너지 손실과 함께 별들이 점차 서로를 향해 나선형으로 돌고 있다는 것을 보여주었다.이 업적으로 헐스와 테일러는 1993년 [33]노벨 물리학상을 받았다.이 펄서와 여러 시스템에서 다른 펄서(예: 이중 펄서 시스템 PSR J0737-3039)에 대한 추가 관측도 고정밀의 [34][35]일반 상대성 이론과 일치합니다.

직접 관찰

주요 기사 : 중력파 관측소 및 LIGO
LIGO 핸포드 중력파 관측소의 북쪽 팔.

지구 곳곳에 존재하는 진동의 배경으로부터 분리되고 감지되어야 할 미세한 효과 때문에 중력파의 직접적인 관찰은 예측된 이후 수십 년 동안 불가능했다.간섭계라고 불리는 기술은 1960년대에 제안되었고 결국 이 기술이 실현 가능할 정도로 충분히 발전했다.

LIGO에 의해 사용되는 현재의 접근법에서는 레이저광이 분할되어 다른 경로를 주행한 후 2개의 반쪽이 재결합된다.통과 중력파의 영향으로 두 개의 분할 빔이 재결합하는 지점에 도달하는 데 걸리는 경로의 길이 또는 시간의 변화는 "비트"로 드러난다.이러한 기술은 두 경로를 통과하는 데 걸리는 거리 또는 시간의 미세한 변화에 매우 민감합니다.이론적으로, 약 4km 길이의 팔을 가진 간섭계는 충분한 강도의 중력파가 다른 곳에서 지구를 통과할 때 시공간 변화를 보여줄 수 있을 것이다.이 효과는 처녀자리, GEO 600 및 계획된 KAGRA 및 INDIGO 검출기와 같은 유사한 크기의 다른 간섭계에서만 감지될 수 있다.실제로는 중력파가 양쪽에서 검출되지만 다른 종류의 교란은 일반적으로 양쪽에서 존재하지 않기 때문에 최소 2개의 간섭계가 필요하다.이 기술을 사용하면 원하는 신호를 노이즈와 구별할 수 있습니다.이 프로젝트는 결국 1992년 레이저 간섭계 중력파 관측소(LIGO)로 설립되었습니다.2010~2015년(Advanced LIGO로) 업그레이드되어 [36]감도가 10배 정도 향상되었습니다.

LIGO는 3,002km(1,865mi) 떨어진 곳에 위치한 두 개의 중력파 관측소를 동시에 운영하고 있다: LIGO 리빙스턴 관측소(30°33°46.42°N 90°46°27.27°W/30.5628944°N 90.7742417°W/30.5628944; -90.7742417) 및 DOE 핸포드 사이트 LIGO 핸포드 천문대(46°27º18.52°N).그들의 팔 길이의 미세한 변화는 지속적으로 비교되고 동시에 일어나는 것으로 보이는 중요한 패턴들을 추적하여 중력파가 감지되었는지 아니면 다른 원인이 원인인지 판단합니다.

2002년과 2010년 사이의 초기 LIGO 운영에서는 중력파로 확인될 수 있는 통계적으로 유의한 사건은 검출되지 않았다.그 후, 검출기가 대폭 개선된 「Advanced LIGO」[37]버전으로 대체되는 동안, 다년간의 셧다운이 행해졌다.2015년 2월, 두 개의 첨단 검출기는 연구에 사용하기 전에 시험 및 정확한 [38]기능 확인 목적으로 완전히 작동하고 있으며, 2015년 [39]9월 18일부터 공식적인 과학 관찰이 시작될 예정이다.

LIGO의 개발과 초기 관찰을 통해, 가짜 중력파 신호의 "블라인드 주사"가 여러 번 도입되어 연구자들이 그러한 신호를 식별할 수 있는 능력을 시험했다.블라인드 주사의 효과를 보호하기 위해 LIGO 과학자 4명만이 언제 이런 주사를 맞았는지 알았고,[40] 그 정보는 연구자들에 의해 철저히 신호가 분석된 후에야 밝혀졌다.2015년 9월 14일, LIGO가 블라인드 데이터 주입 없이 엔지니어링 모드로 동작하고 있을 때, 기기는 중력파 검출 가능성을 보고했습니다.검출된 이벤트의 이름은 GW150914입니다.[41]

GW150914 이벤트

이벤트 검출

GW150914는 2015년 [4][11]9월 14일 09:50:45 UTC에 워싱턴주 핸포드와 미국 루이지애나주 리빙스턴의 LIGO 검출기에 의해 검출되었다.LIGO 검출기는 "엔지니어링 모드"로 작동 중이었지만 아직 정식 "연구" 단계가 시작되지 않았다(이 단계는 3일 후 9월 18일 시작 예정이었다). 따라서 처음에는 신호가 실제 검출인지 아니면 테스트 목적을 위한 시뮬레이션 데이터인지에 대한 의문이 있었다.시험이 [42]아니라고 단언했어요

차프 신호는 0.2초 이상 지속되었으며 주파수와 진폭은 35Hz에서 250Hz로 [3]약 8사이클 동안 증가했습니다.그 신호는 가청 범위에서 새의" 짹짹거리다"를 닮은으로 묘사되어 왔다;[4]은 천체 물리학자들과 다른 이해 당사자들은 세계적으로 흥분하여 그 발견의 발표에 소셜 미디어의 신호를 모방함으로서 반응이다.[4][43][44][45](주파수가 증가하기 때문에 각 궤도는 눈에 띄게 빠르게 월 동안에 사람보다.e 머지 전 마지막 순간).

검출 가능성을 나타내는 트리거는 [3]검출기의 데이터를 신속하게 초기 분석할 수 있는 신속한('온라인') 검색 방법을 사용하여 신호 획득 후 3분 이내에 보고되었습니다.09:54 UTC에 최초 자동 경보가 발령된 후 일련의 내부 이메일에 의해 일정 또는 예정에 없던 주입이 이루어졌으며 데이터가 [40][46]깨끗한 것으로 확인되었습니다.그 후, 나머지 공동 연구팀들은 잠정적인 검출과 [47]그 매개변수에 대해 빠르게 알게 되었다.

2015년 9월 12일부터 10월 20일까지 16일간의 주변 데이터에 대한 보다 상세한 통계 분석 결과, GW150914는 최소 5.1 시그마[3] 또는 99.99994%[48]의 신뢰 수준을 가진 실제 사건임이 확인되었다.대응하는 파도의 피크는 핸포드에 도착하기 7밀리초 전에 리빙스턴에서 관측되었다.중력파는 빛의 속도로 전파되며, 그 차이는 두 [3]지점 사이의 빛의 이동 시간과 일치합니다.파도는 10억 년 [49]이상 빛의 속도로 이동해 왔다.

사건 당시 처녀자리 중력파 검출기(이탈리아 피사 인근)는 오프라인 상태였으며 업그레이드 중이었다면 신호를 검출할 수 있을 정도로 민감했을 가능성이 높았고,[4] 이로 인해 사건의 위치가 크게 개선되었을 것이다.GEO600(독일 하노버 인근)은 신호를 [3]검출할 만큼 민감하지 않았습니다.그 결과 이들 검출기 모두 LIGO [4]검출기에 의해 측정된 신호를 확인할 수 없었다.

천체물리학적 기원

중력파를 방사하는 블랙홀 병합 시뮬레이션

이 사건은 440+160-180메가파섹
[1]: 6 (신호의 진폭에 의해 [4]결정됨)의 광도 거리에서 발생했으며, 이는 0.093+0.030-0
.036(90% 신뢰 구간)의 우주론적 적색 편이에 해당한다.추정된 적색편이와 함께 신호를 분석한 결과, 질량이 태양의 35+5-3배
, 질량이 30+3-4배인
두 블랙홀이 합쳐져 생성되었으며, 그 결과 62+4-3
 태양 [1]: 6 질량의 병합 후 블랙홀이 생성되었다고 한다.사라진 3.0±0.5 태양 질량의 질량-에너지는 중력파의 [3]형태로 방사되었다.

합성의 마지막 20밀리초 동안, 복사된 중력파의 힘은 관측 가능한 우주의 [3][4][15][16]모든 별들이 복사한 모든 빛의 힘을 합친 것보다 50배[50] 더 큰 약 3.6×10와트49 또는 526dBm으로 최고조에 달했다.

검출 가능한 신호의 0.2초 지속 시간 동안 블랙홀의 상대 접선(궤도) 속도는 광속의 30%에서 60%로 증가했습니다.75Hz(중력파 주파수의 절반)의 궤도 주파수는 물체가 합쳐질 때까지 불과 350km의 거리에서 서로 공전하고 있었다는 것을 의미한다.신호의 편광에 대한 위상 변화를 통해 물체의 궤도 주파수를 계산할 수 있었고, 신호의 진폭과 패턴과 함께 질량을 계산할 수 있었고, 따라서 병합할 때 물체의 극한 최종 속도와 궤도 분리(거리 간격)를 계산할 수 있었습니다.이 정보는 이 질량을 가진 다른 종류의 알려진 물체들은 물리적으로 더 크고, 따라서 그 지점 이전에 합쳐졌을 것이고, 혹은 그렇게 작은 궤도에서 그렇게 빠른 속도에 도달하지 않았을 것이기 때문에 그 물체들은 블랙홀이어야 한다는 것을 보여주었다.3태양계 집단으로 안정적인 중성자 별의 질량에 대한 보수적인 상한 가장 높은 관찰된 중성자 별 질량은 두 태양계 집단으로. 그래서 중성자 별들 한켤레는 동안 검은 hole-neutron 스타 커플이 합병(예를 들지 않는 한 이국적인 대안이 있다 해도, 보손 별들)[2][3]를 차지할 충분한 질량 가지고 있지 않다.would는 더 빨리 병합되어 최종 궤도 주파수는 그리 [3]높지 않았다.

파형이 정점에 도달한 후 파형의 붕괴는 블랙홀이 최종 병합 [3]구성으로 완화될 때 감쇠된 진동과 일치했습니다.콤팩트 바이너리의 인스피럴 운동은 뉴턴 이후의 [51]계산에서 잘 설명될 수 있지만, 강한 중력장 병합 단계는 대규모 수치 상대성 [52][53][54]시뮬레이션을 통해서만 완전한 일반성을 해결할 수 있습니다.

개선된 모델과 분석에서 합병 후 물체는 스핀 파라미터가 0.68+0.05
~[1]0.06인 회전하는 Ker 블랙홀, 즉 질량에 대해 가능한 최대 각운동량의 2/3인 것으로 밝혀졌다.

두 개의 블랙홀을 형성한 두 개의 별은 [55][56]빅뱅 이후 약 20억 년 후에 태양 질량의 40배에서 100배의 질량을 가지고 형성되었을 가능성이 있다.

의 위치

중력파 계측기는 신호를 공간적으로 분해하는 능력이 거의 없는 전천후 모니터입니다.삼각측량을 통해 하늘에서 근원을 찾기 위해서는 그러한 기구들의 네트워크가 필요하다.관측 모드에 있는 두 개의 LIGO 기구만으로, GW150914의 소스 위치는 하늘의 호로만 제한될 수 있었다.이는 두 검출기에 걸친 진폭 및 위상 일관성과 함께 6.9+0.5-0
.4ms의 시간 지연 분석을 통해 수행되었다.이 분석 결과, 마젤란 [4][11]구름의 대략적인 방향(그러나 훨씬 더 먼 방향)에서 주로 남반구에 [2]: 7 : fig 4 위치한 확률이 502% 또는 610도인 신뢰할2 수 있는 영역이 생성되었다.

비교를 위해 오리온자리의 면적은 [57]594도이다2.

페르미 감마선 우주 망원경은 감마선 버스트 모니터(GBM) 기기가 LIGO 사건 발생 후 0.4초 후에 시작하여 LIGO 관측과 위치 불확실성 영역이 겹치는 50 keV 이상의 약한 감마선 버스트를 감지했다고 보고했다.Fermi 팀은 이러한 사건이 우연 또는 잡음의 결과로 발생할 확률을 0.22%[58]로 계산했습니다.그러나 감마선 폭발은 예상하지 못했을 것이며, INTELCTION 망원경의 전천후 SPI-ACS 기구의 관측 결과, 감마선과 경질 X선의 에너지 방출은 중력파로 방출되는 에너지의 100만분의 1 미만이었으며, 이는 "사건이 다음과 관련이 있을 가능성을 제외한다.관찰자를 향해 향하는 실질적인 감마선 방사선."만약 페르미 GBM에 의해 관측된 신호가 진짜 천체물리학적이라면, INTELTIONAL은 배경 복사 [59]위 15 시그마에서 명확한 검출을 나타냈을 것이다.또한 AGIL 우주 망원경은 사건의 [60]감마선 부분을 검출하지 못했다.

2016년 6월에 발표된 독립 그룹의 추적 분석에서는 감마선 과도 스펙트럼을 추정하기 위한 다른 통계 접근방식이 개발됐다.그것은 페르미 GBM의 데이터가 감마선 폭발의 증거를 보여주지 않았으며, 1초 시간 [61][62]척도의 백그라운드 방사선 또는 지구 알베도 과도 현상이라고 결론지었다.그러나 이러한 후속 분석에 대한 반박은 독립 그룹이 원본 페르미 GBM 팀 논문의 분석을 잘못 전달하여 원본 분석 결과를 잘못 이해했다고 지적했다.반박은 잘못된 우연의 확률이 경험적으로 계산되고 독립 [63][64]분석에 의해 반박되지 않는다는 것을 재확인했다.

항성질량 블랙홀 쌍성은 많은 양의 궤도를 도는 물질을 가지고 있지 않을 것으로 예상되기 때문에 중력파 이벤트를 발생시킨 것으로 생각되는 유형의 블랙홀 병합은 감마선 폭발을 일으키지 않을 것으로 예상된다.Avi Loeb은 만약 거대한 별이 빠르게 회전하고 있다면, 붕괴 과정에서 생성된 원심력은 블랙홀 쌍성이 되는 아령 형태로 두 개의 밀도 높은 물질 덩어리로 쪼개지는 회전 막대를 형성하고, 별의 붕괴가 끝날 때 감마선 [65][66]폭발을 유발한다는 이론을 세웠다.Loeb은 0.4초의 지연은 [66][67]중력파를 기준으로 감마선 폭발이 별을 가로지르는 데 걸린 시간이라고 말한다.

재구성된 선원 영역은 일치하는 [2]중성미자에 대한 탐색과 함께 무선, 광학, 근적외선, X선 및 감마선 파장을 포함하는 추적 관찰의 표적이 되었다.그러나 LIGO는 아직 과학실험을 시작하지 않았기 때문에 다른 망원경에 대한 통지가 [citation needed]늦어졌다.

ANTARES 망원경은 GW150914로부터 ±500초 이내에 중성미자 후보를 검출하지 않았다.아이스큐브 중성미자 관측소는 GW150914에서 ±500초 이내에 중성미자 후보 3개를 발견했다.한 사건은 남쪽 하늘에서, 두 사건은 북쪽 하늘에서 발견되었다.이는 배경 검출 수준의 기대와 일치했다.어느 후보도 합병 [68]행사의 90% 신뢰 영역에 부합하지 않았다.중성미자는 검출되지 않았지만, 그러한 관측의 부족은 이런 유형의 중력파 [68]이벤트에서 중성미자 방출에 제한을 가했다.

사건 발생 이틀 후 인근 은하의 스위프트 감마선 버스트 미션(Swift Gamma-Ray Burst Mission)이 관측한 결과 새로운 X선,[69] 광학 또는 자외선 선원은 검출되지 않았다.

알리다

"쌍성 블랙홀 합병에 의한 중력파 관측"은 여기서 수정된다.다른 사건에 대해서는 중력파 관측 목록을 참조하십시오.
GW150914 발표 용지–
클릭해서 접속하다

검출 발표는 2016년 2월[4] 11일 워싱턴 D.C.에서 가브리엘라 곤살레스,[6] 레이너 바이스, 킵 손, 프랑스 A.로 구성된 패널과 함께 LIGO의 전무이사 David Reitze에 의해 이루어졌다. 코르도바 [4]NSF 이사Barry Barish는 [70]공개 발표와 동시에 이 발견에 대한 첫 번째 프레젠테이션을 과학 독자들에게 했습니다.

최초 발표 논문은 Physical Review [3]Letters에서 기자 회견 중에 발표되었으며, 추가 논문은 곧 발표되거나[19] 사전 인쇄 [71]형식으로 즉시 제공됩니다.

수상과 표창

2016년 5월, 로널드 드레버, 킵 손, 레이너 와이스 등 풀 콜라보레이션은 [72]중력파 관측으로 기초물리학 부문 특별 돌파상을 수상했다.Drever, Thorne, Weiss 및 LIGO 발견 팀도 우주론 [73]분야에서 그루버 상을 받았습니다.드레버, 손, 바이스는 또한 2016년 천문학 쇼 상과[74][75] 2016년 천체물리학 [76]카블리 상을 받았다.바리쉬는 이탈리아 물리 협회(Societa Italiana di Fisica)[77]로부터 2016년 엔리코 페르미상을 수상했다.1월 2017년에는 레이저 간섭계 중력파 관측소 대변인 가브리엘라 곤살레스와 레이저 간섭계 중력파 관측소 팀은 2017년 브루노 로시 평화상을 수여했다.[78]

는 2017년 노벨 물리학 상을 라이너 바이스, 배리 Barish고 킵 손"그 레이저 간섭계 중력파 관측소 검출기에 대한 결정적인 업적들과 중력파의 관찰을 위한"에 주어졌다.[79]

시사점

이 관측 중력파 천문학의 혁명 시대가 취항으로 예견되었다.[80]이전에는 이 탐지에, 천체 물리학자들과 우주론자들 관찰 전자기 방사선(가시 광선, 엑스 레이, 마이크로파, 무선 전파, 감마되기 포함)과particle-like 단체(우주선, 별의 바람, 중성미자, 등등)을 기반으로 하도록 할 수 있었습니다이 큰 한계 – 빛과 다른 방사 개체의 많은 종류에서거나 다른 물체 뒤에 숨은 돌려야 할 내보낼지 아닐 수도 있고요.은하와 성운 등도 개체, re-emit는 빛, 혹은과 뒤 내에 생성된 수정, 그리고 작은 별 또는 이국적인 스타들과 라디오인데 조용한 어두운 자료가 수록되어 있고, 그 결과 그들의 존재의 작은 증거가 그들의 중력 상호 작용을 통해보다 다른 하나는 흡수할 수 있다.[81][82]

향후 바이너리 머지 이벤트 검출에 대한 기대

2016년 6월 15일, LIGO 그룹은 GW151226이라는 [83]또 다른 중력파 신호를 관측했다고 발표했다.어드밴스드 LIGO는 2016년 11월부터 2017년 8월까지의 다음 관측 캠페인에서 GW150914와 같은 5개의 블랙홀 합병을 추가로 탐지하고, 그 후 매년 40개의 쌍성 합병을 탐지할 것으로 예상되었으며, 그 중 일부는 현재로선 예상되지 않을 수도 있다.이론[11]

계획된 업그레이드로 신호 대 잡음 비율이 2배로 증가하여 GW150914와 같은 이벤트를 검출할 수 있는 공간의 양이 10배 증가할 것으로 예상됩니다.또한 Advanced Virgo, KAGRA 및 인도에서 가능한 세 번째 LIGO 검출기는 네트워크를 확장하고 [3]선원의 위치 재구성과 매개변수 추정치를 크게 개선할 것이다.

LISA(Laser Interferometer Space Antenna)는 중력파를 검출하기 위해 제안된 우주 기반 관측 임무입니다.제안된 LISA의 민감도 범위에서는 GW150914와 같은 쌍성이 병합되기 약 1000년 전에 검출될 수 있으며, 약 10 메가파섹 [19]이내에 존재하는 경우 이 관측소에 이전에 알려지지 않은 선원의 클래스를 제공할 수 있습니다.LISA의 기술개발 미션인 LISA Pathfinder는 2015년 12월에 시작되었으며,[84] LISA의 미션 실현 가능성을 입증하였습니다.

현재 모델은 LIGO가 2020년에 [55][56]계획된 최대 감도에 도달한 후 매년 약 1000개의 블랙홀 병합을 탐지할 것으로 예측하고 있다.

별의 진화와 천체물리학의 교훈

병합 전 두 블랙홀의 질량은 별의 진화에 대한 정보를 제공합니다.두 블랙홀 모두 이전에 발견된 항성질량 블랙홀보다 더 질량이 컸으며, 이는 X-선 쌍성 관측을 통해 추측할 수 있습니다.이는 조상별의 항성풍이 상대적으로 약했을 것이고, 따라서 금속성(수소와 헬륨보다 무거운 화학 원소의 질량 비율)이 태양 [19]값의 절반 미만이었을 것이라는 것을 의미한다.

병합 이전의 블랙홀이 쌍성계에 존재했다는 사실뿐만 아니라 이 시스템이 우주의 나이 내에 합쳐질 수 있을 만큼 충분히 작다는 사실은 블랙홀 쌍성이 어떻게 형성되었는지에 따라 쌍성 진화 또는 동적 형성 시나리오를 제한합니다.상당수의 블랙홀은 낮은 나탈 킥(핵 붕괴 초신성 사건에서 블랙홀이 형성될 때 얻는 속도)을 받아야 한다. 그렇지 않으면 쌍성계에서 형성되는 블랙홀이 방출되어 GW와 같은 현상이 [19]방지될 것이다.이러한 쌍성의 생존은 거대한 전구 별에서 높은 회전의 공통 외피 단계를 통해 그들의 [clarification needed]생존을 위해 필요할 수 있습니다.최신 블랙홀 모형 예측의 대부분은 이러한 추가된 [citation needed]제약 조건을 준수합니다.

GW 합병 이벤트가 발견됨에 따라 이러한 이벤트 발생률의 하한선이 증가하여 1Gpcyr−3−1 미만의 매우 낮은 비율(연간 [3][19]1기가파섹당 1개 이벤트)을 예측한 특정 이론 모델은 제외된다.분석 결과 GW150914와 같은 이벤트의 이전 상한 속도가 약 140Gpcyr에서−3−1 17+39-13Gpcyr로
−3−1 [85]낮아졌다.

블랙홀 병합 이벤트에 의한 중력파의 파형과 진폭을 측정함으로써 정확한 거리 측정이 가능해진다.우주론적으로 먼 사건의 블랙홀 병합 데이터의 축적은 우주의 팽창의 역사와 그것에 [86][87]영향을 미치는 암흑 에너지의 성질에 대한 보다 정확한 모델을 만드는 데 도움을 줄 수 있습니다.

가장 초기의 우주는 우주가 매우 에너지적이었기 때문에 불투명해서 대부분의 물질은 이온화되었고 광자는 자유 [88]전자에 의해 산란되었다.하지만, 이 불투명도는 그 때부터 중력파에 영향을 미치지 않을 것이기 때문에, 만약 이 거리에서 검출될 수 있을 정도로 강한 수준에서 발생한다면, 창문이 현재 보이는 우주 너머의 우주를 관찰할 수 있게 해줄 것이다.따라서 중력파 천문학은 언젠가 우주의 [3][18][19][20][21]초기 역사를 직접 관찰할 수 있게 될지도 모른다.

일반 상대성 검정

주요 기사:일반 상대성 검정

병합 후 블랙홀의 추정된 질량과 스핀은 일반 상대성 [7][8][9]이론의 예측에 따라 병합 전 두 블랙홀의 특성과 일치했습니다.이것은 매우 강한 [3][18]영역에서 일반 상대성 이론의 첫 번째 테스트이다.일반 상대성 [18]이론의 예측에 반하는 증거는 아무것도 확립할 수 없었다.

중력파와 곡선 시공간 배경 사이의 상호작용에 의해 생성된 꼬리와 같은 보다 복잡한 일반 상대성 상호작용을 조사할 기회는 이 신호에서 제한되었다.중간 정도의 강한 신호이지만 바이너리-펄사 시스템에서 생성되는 신호보다 훨씬 작습니다.미래에는 보다 민감한 검출기와 함께 더 강한 신호를 사용하여 중력파의 복잡한 상호작용을 탐색하고 일반 상대성 [18]이론으로부터의 편차에 대한 제약을 개선할 수 있을 것이다.

중력파의 속도와 중력자 질량의 한계

중력파의 속도(vg)는 일반상대성이론에 의해 빛의 속도(c)[89]로 예측된다.이 관계에서 편차의 정도는 가상의 중력자의 질량에 따라 매개변수화할 수 있다.중력자는 중력에 대한 양자 이론에서 중력의 전달체 역할을 하는 소립자에 붙여진 이름입니다.보이는 바와 같이 중력이 무한대의 범위를 갖는다면 질량이 없을 것으로 예상됩니다.(이는 게이지 보손이 클수록 관련된 힘의 범위가 짧아지기 때문입니다.질량이 없는 광자에 기인하는 전자기학의 무한한 범위와 마찬가지로, 무한 중력 범위는 관련된 힘을 전달하는 입자 역시 질량이 없다는 것을 의미합니다.)중력자가 질량이 없다면 중력파는 광속 이하로 전파되고 낮은 주파수(θ)는 높은 주파수보다 느려져 병합 [18]이벤트에서 파동이 분산된다.그러한 분산은 [18][28]관찰되지 않았다.인스피럴의 관측은 태양계 관측에서 중력자 질량의 상한을 1.2×10−22 eV/c2 또는 10km 이상13 콤프턴 파장(θg)[3][18]에 해당하는 2.1×10−58 kg으로 약간 개선(하)한다.관측된 최저 주파수인 35Hz를 사용하면 v의g 하한으로 변환되므로 1-vg/c의 상한은 ~ 4×[note 5]10입니다−19.

「 」를 참조해 주세요.

메모들

  1. ^ cM은2☉ 약 1.8×103 적, 1.8×1047 J, 1.8×1054 erg, 4.3×1046 cal, 1.7×1044 BTU, 5.0×1040 kWh 또는 4.3×1037 톤의 TNT입니다.
  2. ^ 링다운 단계는 병합된 블랙홀이 [10]구체에 안착하는 것입니다.
  3. ^ 양성자의 직경~1.68~1.74펨토미터(1.68~1.74−15×10m), 양성자/1000/160m의 비율=~4−22×10, 사람 머리카락의 폭~0.04mm(0.02~0.04−3×10m), 프록시마 센타우루스까지의 거리~4.423광년(184×10m16).
  4. ^ 중력파가 물질과 거의 상호작용하지 않기 때문에, 중력파가 병합 사건으로부터 겨우 1AU 떨어진 곳에 위치한 사람에게 미치는 영향은 극히 미미하고 눈에 [17]띄지 않을 것이다.
  5. ^ 2 / - 2 {\}= {\ _에 하여, "일반상대성 테스트" 논문 ...에서 구할 수 있다(p 13, "us").그리고 플랑크-아인슈타인 [18]관계.

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외부 링크

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