중력파

Gravitational wave
두 블랙홀의 충돌 시뮬레이션.깊은 중력 유정을 형성하고 하나의 큰 블랙홀로 합쳐지는 것 외에, 중력파는 블랙홀이 서로 회전하면서 바깥쪽으로 전파될 것입니다.

중력파는 가속된 질량에 의해 생성된 시공간 곡률의 교란 또는 파문이며 속도파동원으로서 바깥쪽으로 전파됩니다.그것들은 1893년 올리버 헤비사이드에 의해 처음 제안되었고 1905년[1] 앙리 푸앵카레가 그 후 1916년[2][3] 알버트 아인슈타인에 의해 일반 상대성 [4][5]이론에 기초하여 예측되었다.나중에 그는 중력파를 [6]받아들이기를 거부했다.중력파는 에너지를 전자기 [7]방사선과 유사복사 에너지의 한 형태인 중력 방사선으로 운반한다.고전 역학일부인 뉴턴의 만유인력의 법칙은 물리적 상호작용이 순간적으로 (무한 속도로) 전파된다는 가정에 근거하기 때문에 그들의 존재를 제공하지 않는다 - 고전 물리학의 방법들이 상대성과 관련된 현상을 설명할 수 없는 방법들 중 하나를 보여준다.

중력파의 존재에 대한 첫 번째 간접 증거는 1974년 헐스-테일러 쌍성 펄서의 관측된 궤도 붕괴에서 나왔다. 이 펄서는 에너지가 중력 방사선에 의해 손실될 때 일반 상대성 이론에서 예측한 붕괴와 일치한다.1993년, 러셀 A. 헐스와 조셉 후튼 테일러 주니어는 이 발견으로 노벨 물리학상을 받았다.중력파를 직접 관측한 것은 2015년이 되어서야 루이지애나주 리빙스턴과 워싱턴주 핸포드의 LIGO 중력파 검출기가 두 블랙홀의 합성으로 생성된 신호를 수신했다.2017년 노벨 물리학상은 중력파를 직접 검출한 공로로 레이너 바이스, 손, 베리 배리쉬가 수상했다.

중력파 천문학에서 중력파의 관측은 중력파의 근원에 대한 데이터를 추론하기 위해 사용된다.이러한 방식으로 연구될 수 있는 원천에는 백색왜성, 중성자별,[8][9] 블랙홀구성쌍성계, 초신성, 빅뱅 직후초기 우주의 형성이 포함됩니다.

서론

아인슈타인의 일반 상대성 이론에서 중력시공간 곡률에서 비롯된 현상으로 취급된다.이 곡률은 질량의 존재로 인해 발생합니다.일반적으로 주어진 공간의 부피 내에 포함된 질량이 많을수록 시공간 곡률은 [10]부피의 경계에서 커집니다.질량을 가진 물체가 시공간에서 이동함에 따라 곡률은 해당 물체의 변경된 위치를 반영하도록 변경됩니다.어떤 상황에서는 가속 물체에 의해 이 곡률의 변화가 발생하며, 이 곡률은 빛의 속도로 파도와 같은 방식으로 바깥쪽으로 전파된다.이러한 전파 현상을 중력파라고 한다.

중력파가 관찰자를 통과할 때, 관찰자는 스트레인의 영향으로 인해 시공간이 왜곡된 것을 발견할 것이다.물체 간의 거리는 파도와 동일한 주파수로 파동이 통과할 때 리드미컬하게 증가하고 감소합니다.이 효과의 크기는 [11]: 227 소스로부터의 거리에 반비례합니다.쌍성 중성자별서로 가까이 궤도를 돌 때 질량이 매우 크기 때문에 합쳐질 때 중력파의 강력한 원천이 될 것으로 예측됩니다.하지만, 이러한 근원과의 천문학적인 거리 때문에, 지구에서 측정했을 때, 그 영향은 10분의20 1 미만의 변형을 가지고 있을 것으로 예측된다.과학자들은 그 어느 때보다 민감한 검출기로 이 파동의 존재를 증명했다.가장 민감한 검출기는 LIGOVIRGO [12]관측소에서 제공한 5×1022(2012년 기준)에서 약 1개 부분의 민감도 측정을 보유하는 과제를 달성했다.2019년 일본 검출기 KAGRA가 완성되어 2021년 [13]LIGO, VIRGO와 첫 공동 검출을 실시했다.우주 기반 관측소인 Laser Interferometer Space Antenna는 현재 ESA에 의해 개발 중입니다.또 다른 유럽 지상 탐지기인 아인슈타인 망원경도 개발 중이다.

중력파는 전자파가 통과할 수 없는 우주의 영역을 통과할 수 있다.이 행성들은 먼 우주에서 블랙홀과 다른 이국적인 물체들이 합쳐지는 것을 관찰할 수 있게 해줍니다.그러한 시스템은 광학 망원경이나 전파 망원경과 같은 전통적인 방법으로는 관측될 수 없기 때문에 중력파 천문학은 우주의 작동에 대한 새로운 통찰력을 제공합니다.특히, 중력파는 매우 초기의 우주를 관찰할 수 있는 가능한 방법을 제공하기 때문에 우주론자들에게 흥미로울 수 있다.재결합 전에는 우주가 전자기 [14]복사에 불투명했기 때문에 기존의 천문학에서는 불가능했다.중력파의 정확한 측정은 또한 과학자들이 일반 상대성 이론을 더 철저히 실험할 수 있게 해줄 것이다.

원칙적으로 중력파는 어떤 주파수에서도 존재할 수 있다.단, 초저주파 검출은 불가능하며, 초저주파 검출에 대해서도 신뢰할 수 있는 선원이 없다.스티븐 호킹과 베르너 이스라엘은 10Hz에서−7 10Hz까지의 [15]다양한11 중력파 주파수 대역을 열거하고 있다.

중력 속도

일반 상대성 이론에서 중력파의 속도는 진공에서의 빛의 속도같다.[16]특수상대성이론에서, 상수 c는 빛에 관한 것일 뿐만 아니라, 자연에서 어떠한 상호작용에도 가능한 가장 빠른 속도이다.형식적으로 c는 시간 단위를 [17]공간 단위로 변경하기 위한 변환 계수이다.따라서 관측자의 움직임이나 광원 및/또는 중력원에 의존하지 않는 유일한 속도가 됩니다.따라서, "빛"의 속도는 중력파의 속도이기도 하고, 나아가 질량이 없는 입자의 속도이기도 합니다.이러한 입자는 글루온(강한 힘의 반송파), 빛을 구성하는 광자(그래서 전자기력의 반송파), 그리고 가상의 중력자(중력과 관련된 추정장 입자)를 포함한다. 그러나 중력자의 이해는 존재한다면 양자 중력에 대해 아직 이용할 수 없는 이론을 필요로 한다.).

2017년 10월, LIGO와 처녀자리 검출기는 감마선 위성과 광학 망원경이 같은 방향의 신호를 보고 2초 이내에 중력파 신호를 수신했다.이것은 중력파의 속도가 [18]빛의 속도와 같다는 것을 확인시켜 주었다.

역사

원시 중력파는 빅뱅(2014년)[19][20][21] 직후의 빛보다 빠른 팽창인 우주 인플레이션에서 발생한다는 가설이 있다.

중력파의 가능성은 1893년 올리버 헤비사이드에 의해 중력의 역제곱 법칙과 정전기력 [22]사이의 유추를 이용하여 논의되었다.로 로런츠 transformations[23]에 요구하지 1905년, 앙리 푸앵카레, 시체에서 빛의 속도로 전파하여 뿜어져 나오는, 그리고 저, 빠른 전기 요금 중력의 상대론적 분야 이론에 전자파, 가속을 대중들을 생산하는데 비유에 gravi을 만들어 내야 한다고 제안했다 중력파를 제안했다.태팅을 하다이온파[24][25]아인슈타인이 1915년에 일반 상대성 이론을 발표했을 때, 그는 "중력 쌍극자"가 없다는 것을 암시했기 때문에 푸앵카레의 생각에 회의적이었다.그럼에도 불구하고, 그는 여전히 그 아이디어를 추구했고 여러 가지 근사치에 근거해, 사실 거기에는 세 가지 종류의 중력파가 있어야만 한다는 결론에 도달했다.[25]

하지만, 아인슈타인의 근사치의 성격은 많은 사람들로 하여금 그 결과를 의심하게 만들었다.1922년, 아서 에딩턴은 아인슈타인의 두 종류의 파형이 그가 사용한 좌표계의 인공물이며, 적절한 좌표를 선택함으로써 어떤 속도로 전파될 수 있다는 것을 보여주었고, 에딩턴이 "생각의 속도로 전파된다"[26]: 72 고 농담하게 만들었다.이것은 또한 에딩턴이 보여준 세 번째(횡단-횡단) 유형의 물리적 특성에 대한 의문을 제기한다.1936년 아인슈타인과 네이선 로젠은 물리 리뷰에 중력파가 전체 일반 상대성 이론에서는 존재할 수 없다고 주장하는 논문을 제출했는데, 이러한 필드 방정식의 해는 특이점을 가질 것이기 때문이다.그 저널은 그들의 원고를 하워드 P에 의해 검토되도록 보냈다. 로버트슨은 익명으로 문제의 특이점이 단순히 사용된 원통 좌표의 무해한 좌표 특이점이라고 보고했다.동료평론이라는 개념이 생소한 아인슈타인은 화가 나서 원고를 철회하고 다시는 피지컬리뷰에 게재하지 않았다.그럼에도 불구하고 로버트슨과 접촉했던 그의 조수 레오폴드 인펠트는 아인슈타인에게 그 비판이 옳다고 설득했고, 그 논문은 정반대의 결론으로 다시 쓰여져 다른 [25][26]: 79ff 곳에서 출판되었다.1956년 펠릭스 피라니(Felix Pirani)는 명백하게 관측 가능한 리만 곡률 [27]텐서의 관점에서 중력파를 바꿔서 다양한 좌표계의 사용으로 야기된 혼란을 수정했다.

당시 피라니의 연구는 중력파가 에너지를 전달할 수 있는지에 대한 다른 질문에 대한 공동체의 집중으로 빛을 잃었다.이 문제는 1957년 채플 힐에서 열린 첫 번째 "GR" 회의에서 리처드 파인만이 제안한 사고 실험으로 해결되었다.간단히 말해서, "끈적끈적한 구슬 논쟁"으로 알려진 그의 주장은 만약 누군가가 구슬이 달린 막대기를 가지고 있다면, 지나가는 중력파의 효과는 막대기를 따라 구슬을 움직이게 될 것이고, 마찰은 열을 만들어 낼 것이고, 이는 지나가는 파동이 작용했음을 암시한다.얼마 지나지 않아 헤르만 본디는 "끈적끈적한 구슬 논쟁"[25]에 대한 자세한 버전을 발표했다.이것은 나중에 중력파에 [28]대한 평면파 해법의 존재를 확립한 본디와 피라니에 의한 일련의 기사로 이어졌다.

채플 힐 회의 후, 조셉 웨버는 현재 웨버 바라고 알려진 최초의 중력파 검출기를 설계하고 만들기 시작했다.1969년, 웨버는 최초의 중력파를 발견했다고 주장했고 1970년까지 은하 중심에서 정기적으로 신호를 "검출"했다; 하지만, 곧 그의 관측의 타당성에 대한 의문이 제기되었다. 왜냐하면 은하의 에너지 손실 속도가 훨씬 더 짧은 시간에 우리 은하의 에너지를 고갈시킬 것이기 때문이다.그 추정된 나이보다.이러한 의구심은 1970년대 중반까지 전 세계에 그들만의 웨버 바를 건설하는 다른 그룹들의 반복적인 실험이 어떠한 신호도 발견하지 못하자 더욱 강화되었고, 1970년대 후반에는 웨버의 결과가 [25]거짓이었다는 것이 일반적인 의견 일치를 보았다.

같은 시기에 중력파에 대한 최초의 간접 증거가 발견되었다.1974년 러셀 앨런 헐스와 조지프 후튼 테일러 주니어1993년 노벨 [29]물리학상을 받은 최초의 바이너리 펄서를 발견했다.이후 10년 동안의 펄서 타이밍 관측 결과, 헐스-테일러 펄서의 궤도 주기가 서서히 붕괴되어 일반 상대성 [30][31][25]이론이 예측한 중력 방사선의 에너지 손실과 각 운동량이 일치했다.

이러한 중력파의 간접적인 탐지는 웨버의 신뢰받지 못하는 결과에도 불구하고 추가적인 탐사에 동기를 부여했다.어떤 그룹들은 웨버의 원래 개념을 계속 개선했고, 다른 그룹들은 레이저 간섭계를 사용하여 중력파의 탐지를 추구했다.이를 위해 레이저 간섭계를 사용하는 아이디어는 M. E. Gertsenshtein과 V.를 포함한 다양한 사람들에 의해 독립적으로 제기된 것으로 보인다.1962년 [32]푸스토보이트와 블라디미르 B.1966년 브라긴스키 in.최초의 프로토타입은 1970년대에 Robert L.에 의해 개발되었습니다.포워드와 레이너 와이스.[33][34]그 후 수십 년 동안, GEO600, LIGO 및 Virgo[25]구축으로 인해 더욱 민감한 기기가 개발되었습니다.

몇 년 동안 null 결과를 도출한 후, 2015년에 개선된 검출기가 작동하기 시작했다.2016년 2월 11일, LIGO-Virgo 공동작업은 2015년 9월 14일 09:50:45 GMT에 검출된 신호(더블 GW150914)로부터 약 13억 광년 떨어진 태양 질량의 질량이 합쳐진 두 개의 블랙홀에서 중력파[35][36][37][38]최초로 관측했다고 발표했다.병합의 마지막 1초 동안, 그것은 관측 가능한 우주의 모든 별들을 [39]합친 것보다 50배 이상의 을 방출했다.신호는 0.2초 동안 강도가 [36]높아짐에 따라 10사이클(5궤도)에 걸쳐 주파수가 35Hz에서 250Hz로 증가했습니다.새로 합쳐진 블랙홀의 질량은 62 태양질량이었다.태양 질량의 3배에 해당하는 에너지가 중력파로 [40]방출되었다.신호는 리빙스턴과 핸포드의 LIGO 검출기에 의해 확인되었으며, 두 검출기와 선원 사이의 각도로 인해 7밀리초의 시간 차이를 보였다.이 신호는 남반구에서 마젤란 [38]구름의 대략적인 방향(그러나 훨씬 더 먼 방향)으로 왔습니다.중력파 관측의 신뢰도는 99.99994%[40]였다.

1년 전, BICEP2는 우주 마이크로파 배경에서 중력파의 흔적을 감지했다고 주장했다.그러나 그들은 나중에 이 [19][20][41][42]결과를 철회해야만 했다.

2017년에는 중력파를 [43][44][45]검출한 공로로 레이너 바이스, 손, 베리 배리쉬가 노벨 물리학상을 받았다.

에 대한

중력파는 끊임없이 지구를 지나가고 있지만, 가장 강한 파장조차도 아주 작은 효과를 가지고 있고, 그 근원은 일반적으로 매우 멀리 떨어져 있다.예를 들어, GW150914의 대격변 최종 합성으로 인해 발생한 파동은 4km LIGO 팔의 길이를 양성자 폭의 1000분의 1로 바꾼 시공간에서의 파동으로, 10억 광년 이상을 이동한 후 지구에 도달했다.머리카락의 [46]극도의 중력파에서 오는 이 작은 효과는 지구상에서 가장 정교한 검출기로만 관측할 수 있게 한다.

지나가는 중력파의 영향은 극도로 과장된 형태로, 컴퓨터 스크린의 표면과 같은 평면에 있는 움직이지 않는 시험 입자 그룹이 있는 완전히 평평한 시공간 영역을 상상함으로써 시각화할 수 있다.중력파가 입자의 평면에 수직인 선을 따라, 즉 관찰자의 시야를 따라 스크린에 들어오면, 입자는 애니메이션에서 보듯이 시공간에서의 왜곡을 따라 "크루시폼"으로 진동합니다.시험 입자로 둘러싸인 영역은 변하지 않으며 [citation needed]전파 방향을 따라 움직임이 없다.

애니메이션에서 묘사된 진동은 논의를 위해 과장된 것입니다. 실제로 중력파는 매우 작은 진폭을 가집니다(선형화된 중력으로 공식화됨).하지만, 그것들은 원형 궤도의 한 쌍의 질량에 의해 생성되는 중력파와 관련된 진동의 종류를 설명하는데 도움이 됩니다.이 경우 중력파의 진폭은 일정하지만 편광면이 궤도 속도의 2배로 변화하거나 회전하기 때문에 시변하는 중력파 크기, 즉 [47]'주기적 시공간 변형률'은 애니메이션과 같이 변화를 보인다.질량의 궤도가 타원형이라면 중력파의 진폭도 아인슈타인의 4극 [3]공식에 따라 시간에 따라 달라진다.

다른 파장과 마찬가지로 중력파를 설명하는 데 사용되는 특성에는 다음과 같은 여러 가지가 있습니다.

  • 진폭:보통 h로 표시되며, 이는 파도의 크기입니다. 즉, 애니메이션에서 스트레칭 또는 압축 비율입니다.여기에 표시된 진폭은 대략 h = 0.5(또는 50%)입니다.지구를 통과하는 중력파는 이보다 수십조−20 배나 더 약하다.
  • 빈도:보통 f로 표시되며, 이는 파동이 진동하는 주파수(1을 두 개의 연속된 최대 스트레칭 또는 스퀴즈 사이의 시간으로 나눈 값)입니다.
  • 파장: 보통 ,로 표시되며, 이는 최대 스트레치 또는 스퀴즈 지점 사이의 파동을 따른 거리입니다.
  • 속도: 파도의 점(예를 들어 최대 스트레치 또는 스퀴즈 점)이 이동하는 속도입니다.진폭이 작은 중력파의 경우 이 파속은 빛의 속도(c)와 같다.

중력파의 속도, 파장, 주파수는 광파 방정식과 마찬가지로 c = δ f라는 방정식으로 관련된다.예를 들어, 여기에 표시된 애니메이션은 대략 2초에 한 번씩 진동합니다.이는 0.5Hz의 주파수와 약 600,000km의 파장에 해당하며, 이는 지구 직경의 47배에 해당한다.

위의 예에서는 파형이 "플러스" 편광으로 직선 편광된다고 가정합니다. h+. 중력파의 편광은 광파의 편광과 같으며 중력파의 편광은 90도가 [citation needed]아니라 45도 떨어져 있습니다.특히, "교차 편파 중력파, h×"에서 시험 입자에 대한 영향은 기본적으로 동일하지만 두 번째 애니메이션에서 보듯이 45도 회전한다.광편광과 마찬가지로 중력파의 편광도 원편광으로 표현할 수 있다.중력파는 그 근원의 특성 때문에 편광된다.

Sources원천

선원과 검출기가 있는 중력파 스펙트럼.크레딧: NASA 고다드 우주 비행 센터[48]

일반적으로 중력파는 가속과 그 변화를 수반하는 물체에 의해 방사된다.단, 운동이 완전히 구대칭(확장 또는 수축하는 구와 같은) 또는 회전대칭(회전하는 원반 또는 구와 같은)이 아닌 경우이다.이 원리의 간단한 예는 회전 아령이다.만약 아령이 대칭축을 중심으로 회전한다면, 그것은 중력파를 방출하지 않을 것이다; 만약 두 행성이 서로를 공전하는 경우처럼, 그것은 중력파를 방출할 것이다.아령이 무거울수록, 그리고 아령이 더 빨리 텀블링할수록, 그것이 발산하는 중력 방사선은 더 커진다.아령의 두 무게가 중성자별이나 블랙홀과 같은 무거운 별들이 서로 빠르게 공전하는 극단적인 경우, 상당한 양의 중력 방사선이 방출될 것이다.

자세한 예를 다음에 제시하겠습니다.

  • 행성이 태양 주위를 도는 것처럼 서로 공전하는 두 물체가 방사선을 방출할 것이다.
  • 회전하는 비대칭 유성체(예를 들어 적도에 큰 범프나 보조개가 있는 경우)는 방사됩니다.
  • 초신성은 폭발이 완벽하게 대칭인 경우를 제외하고는 방사될 것이다.
  • 일정한 속도로 움직이는 고립된 비회전 고체 물체는 방사되지 않습니다.는 선형 운동량 보존 원리의 결과로 볼 수 있다.
  • 회전하는 디스크는 방사되지 않는다.는 각운동량 보존 원리의 결과로 볼 수 있다.하지만 중력 자기 효과를 보일 것이다.
  • Birkhoff의 정리와 일치하는 구형 별(단극 모멘트 또는 질량이 0이 아니지만 4극 모멘트 0)은 방사되지 않습니다.

보다 기술적으로, 고립된 시스템의 응력-에너지 텐서가 중력 복사를 방출하기 위해서는 4극 모멘트의 두 번째 시간 도함수(또는 l번째 다극 모멘트의 l번째 시간 도함수)가 0이 아니어야 한다.이는 전자기 방사 방출에 필요한 전하 또는 전류의 쌍극자 모멘트가 변화하는 것과 유사합니다.

질량이 다른 두 별은 원형 궤도에 있다.각각은 큰 질량이 작은 궤도를 갖는 원 안에서 공통 질량 중심(작은 붉은 십자가로 표시됨)을 중심으로 회전합니다.
중심을 으로 한 질량의 두 별
질량의 중심을 중심으로 매우 타원형의 궤도에 있는 비슷한 질량의 두 별

중력파는 에너지를 원천으로부터 멀리 운반하고, 궤도를 도는 물체의 경우, 이것은 나선 내 또는 [49][50]궤도의 감소와 관련이 있다.예를 들어, 지구-태양계와 같은 두 질량의 단순한 시스템이 원형 궤도에서 빛의 속도에 비해 느리게 움직인다고 상상해 보세요.이 두 질량이 x-y 평면에서 원형 궤도를 그리며 서로를 공전한다고 가정하자.대략적으로 볼 때, 질량은 단순한 케플러 궤도를 따릅니다.그러나 이러한 궤도는 변화하는 4극 모멘트를 나타냅니다.즉, 이 시스템은 중력파를 방출합니다.

이론적으로, 중력 복사를 통한 에너지 손실은 결국 지구를 태양으로 떨어뜨릴 수 있다.그러나 태양의 궤도를 도는 지구의 총 에너지(운동 에너지 + 중력 위치 에너지)는 1.14×1036 줄이며, 이 중 200와트(초당 줄 수)만이 중력 방사선에 의해 손실되어 궤도가 하루에 −15 1×10 미터 또는 대략 양성자의 직경만큼 붕괴된다.이런 속도라면, 지구가 현재 우주의 나이보다 약 3배13 10배 더 많이 태양으로 나선을 그리게 될 것이다.이 추정치는 r의 감소를 간과하고 있지만 r( ) ( - /,r ( \ r ( t ) =_ 0 } \ ( 1 - { \ _ { \ { } } }r / 4} r r r } } } } } 、 r 、 r . 4 。radius 완전 [51]병합에 필요한 총 시간입니다.

보다 일반적으로 궤도 붕괴 속도는 다음과 같이 근사할[52] 수 있다.

여기서 r은 물체의 분리, t시간, G중력 상수, c 빛의 속도, m12 m의 물체의 질량이다.이로 인해 머지먼트가 합병될 것으로 예상되고 있습니다.

백색왜성과 중성자별같은 작은 별들은 쌍성의 구성 요소가 될 수 있다.예를 들어, 1.89×10m8(189,000km) 떨어진 원형 궤도에 있는 한 쌍의 태양 질량 중성자별의 공전 주기는 1,000초이며, 예상 수명은 1.30×10초13 또는 약 414,000년이다.이러한 시스템은 너무 멀리 있지 않으면 LISA에 의해 관찰될 수 있습니다.훨씬 더 많은 수의 백색왜성 쌍성이 이 범위의 공전 주기를 가지고 존재합니다.백색왜성은 질량이 태양의 순서로, 지름은 지구의 순서로 나뉩니다.그들은 합쳐져서 중력파의 방출을 막을 초신성으로 폭발할 까지 10,000km 이상 가까이 갈 수 없다.그때까지 이들의 중력 복사는 중성자별 쌍성과 비슷할 것이다.

중력파의[53] 원천인 중성자별의 합성에 대한 예술가의 인상

중성자별 쌍성의 궤도가 1.89×10m6(1890km)로 감소했을 때 남은 수명은 약 130,000초 또는 36시간이다.궤도 주파수는 출발 시 초당 1궤도에서 합류 시 20km로 줄어들면 초당 918궤도로 달라진다.방출되는 중력 방사선의 대부분은 궤도 주파수의 두 배일 것이다.합병 직전에 인스피럴이 LIGO에 의해 관찰될 수 있었다.LIGO는 이 합병을 관찰할 수 있는 시간이 몇 분밖에 없습니다. 아마도 수십억 년이 되었을 것입니다.2017년 8월, LIGO와 Virgo는 GW170817에서 첫 번째 쌍성 중성자별 Inspiral을 관측했고, 70개의 관측소가 협력하여 40메가파섹 떨어진 은하 NGC 4993에서 짧은 감마선 폭발(GRB 170817A)을 방출하고, 그 후 2017년 더 긴 광학적 폭발(G)을 관측했다.R-프로세스 핵으로 구동됩니다.고급 LIGO 디텍터는 최대 200 메가파섹 떨어진 곳에서 이러한 이벤트를 탐지할 수 있어야 합니다.이 주문 범위 내에서 [54]연간 40개의 이벤트가 예상됩니다.

블랙홀 쌍성은 나선 내, 병합 및 링다운 단계에서 중력파를 방출합니다.가장 큰 방출 진폭은 병합 단계에서 발생하며, 이는 수치상대성 [55][56][57]기술로 모델링할 수 있습니다.중력파를 최초로 직접 검출한 GW150914는 두 블랙홀의 병합에서 비롯되었다.

초신성은 거대한 별의 생애 마지막 항성 진화 단계 동안 일어나는 일시적인 천문학적 사건이며, 그것의 극적이고 재앙적인 파괴는 마지막 한 번의 타이타닉 폭발로 특징지어진다.이 폭발은 여러 가지 방법 중 하나로 일어날 수 있지만, 그들 모두 별에 있는 물질의 상당 부분이 매우 빠른 속도로 주변 공간으로 날아갑니다(빛 속도의 10퍼센트까지).이러한 폭발에 완벽한 구면 대칭이 존재하지 않는 한(즉, 물질이 모든 방향으로 균등하게 분출되지 않는 한) 폭발에서 발생하는 중력 복사가 있을 것이다.질량의 비대칭 이동이 있을 때만 발생하는 4극 모멘트가 변화해 중력파가 발생하기 때문이다.초신성이 일어나는 정확한 메커니즘이 완전히 이해되지 않기 때문에, 초신성에 의해 방출되는 중력 복사를 모형화하는 것은 쉽지 않다.

위에서 설명한 바와 같이 질량 분포는 질량 사이에 구면적으로 비대칭적인 움직임이 있을 때만 중력 복사를 방출한다.중성자별은 강한 중력장을 가진 고밀도 물체이기 때문에 회전하는 중성자별은 일반적으로 중력 복사를 방출하지 않습니다.그러나 일부의 경우, "산"이라고 불리는 표면에 약간의 변형이 있을 수 있습니다. 이것은 [58]표면에서 10센티미터(4인치) 이하로 돌출된 요철로, 회전을 구면적으로 비대칭으로 만듭니다.이것은 별에 시간에 따라 변하는 4극의 순간을 주며, 변형이 평활해질 때까지 중력파를 방출할 것입니다.

우주의 많은 모형들은 우주의 초기 역사에 매우 짧은 시간 안에 우주가 큰 요인에 의해 팽창한 인플레이션 시대가 있었다고 암시한다.만약 이 팽창이 모든 방향으로 대칭이 아니었다면, 그것은 중력파 배경으로서 오늘날 감지할 수 있는 중력 방사선을 방출했을지도 모른다.이 배경 신호는 현재 작동 중인 중력파 검출기가 관측하기에는 너무 약하며, 그러한 관측을 하기까지는 수십 년이 걸릴 것으로 생각된다.

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수파, 음파, 전자파는 에너지, 운동량, 각운동량운반할 수 있으며, 그렇게 함으로써 그것들을 근원으로부터 멀리 운반할 수 있다.중력파도 같은 기능을 한다.따라서, 예를 들어, 쌍성계는 궤도를 도는 두 물체가 서로 나선을 그리면서 각운동량을 잃습니다. 즉, 각운동량은 중력파에 의해 방사됩니다.

파동은 또한 천체물리학[59]흥미로운 영향을 미치는 선형 운동량을 전달할 수 있다.두 개의 초대질량 블랙홀이 합쳐진 후 선형 운동량의 방출은 4,000 km/s의 진폭을 가진 "킥"을 만들어 낼 수 있다.이는 병합된 블랙홀을 숙주 은하에서 완전히 방출할 수 있을 만큼 빠른 속도입니다.비록 킥이 너무 작아서 블랙홀을 완전히 방출할 수 없을지라도, 일시적으로 블랙홀을 은하핵에서 제거할 수 있고, 그 후 중심 주위를 진동하며, 결국엔 [60]정지할 것이다.발로 찬 블랙홀은 또한 초소형 [61]항성계를 형성하면서 성단을 운반할 수 있다.또는 가스를 운반하여 반동하는 블랙홀이 일시적으로 "벌거벗은 퀘이사"로 보이도록 할 수도 있습니다.퀘이사 SDSS J092712.65+294344.0은 반동하는 초대질량 [62]블랙홀을 포함하고 있는 것으로 생각된다.

쉬프팅

전자파와 마찬가지로 중력파는 소스와 관찰자의 상대적인 속도(도플러 효과)에 의해 파장과 주파수의 변화를 나타내야 하지만 [citation needed]우주 팽창과 같은 시공간 왜곡에 의해서도 나타난다.중력 자체가 [citation needed]시공간 왜곡의 원인이지만 그렇다.중력파적색편이는 중력에 의한 적색편이다르다.

중력, 파동 및

양자장 이론의 틀에서 중력자는 중력을 매개하는 힘 전달체로 추측되는 가상의 소립자에 붙여진 이름이다.그러나 중력자는 아직 존재하지 않으며 중력을 기술하는 일반상대성이론과 다른 모든 기본력을 기술하는 표준모형성공적으로 조화시키는 과학적 모델은 아직 존재하지 않는다.양자 중력과 같은 시도가 있었지만 아직 받아들여지지 않았다.

만약 그러한 입자가 존재한다면, 질량이 없을 것으로 예상되며(중력이 무한한 범위를 갖는 것으로 보이기 때문에) 스핀 2 보손이어야 한다.질량이 없는 스핀-2 장은 중력장과 같은 방식으로 응력-에너지 텐서와 결합해야 하기 때문에 중력과 구별할 수 없는 힘을 발생시킬 수 있다. 따라서 만약 질량이 없는 스핀-2 입자가 발견된다면, 중력장이 될 가능성이 높다.다른 무질량 스핀-2 [63]입자와 더 이상 구별하지 않고.그러한 발견은 양자 이론과 [64]중력을 결합시킬 것이다.

물질과 중력의 결합이 약하기 때문에 중력파는 천문학적인 거리를 이동하더라도 흡수나 산란을 거의 겪지 않습니다.특히 중력파는 초기 우주의 불투명도에 영향을 받지 않을 것으로 예상된다.이러한 초기 단계에서는, 우주가 아직 "투명하게" 되지 않았기 때문에, 멀리 시간까지 거슬러 올라가는 빛, 전파, 그리고 다른 전자기 방사선에 기초한 관측은 제한적이거나 이용할 수 없습니다.그러므로, 중력파는 원칙적으로 매우 초기 [65]우주에 대한 풍부한 관측 자료를 제공할 수 있는 잠재력을 가지고 있을 것으로 기대됩니다.

중력파를 직접 검출하기 어렵다는 것은 단일 검출기가 선원의 방향을 확인하는 것도 어렵다는 것을 의미한다.따라서 신호가 지상 기원이 아님을 확인함으로써 신호를 다른 "소음"과 구별하고 삼각 측량을 통해 방향을 결정하기 위해 여러 개의 검출기가 사용된다.이 기술은 파동이 빛의 속도로 이동하고 그 근원 방향에 따라 다른 시간에 다른 검출기에 도달한다는 사실을 이용한다.도착 시간의 차이는 불과 몇 밀리초일 수 있지만, 이것은 파장의 원점 방향을 상당히 정확하게 식별하기에 충분하다.

GW170814의 경우에만 사건 발생 시점에 3개의 검출기가 작동했기 때문에 방향이 정확하게 정의된다.세 가지 계측기에 의한 검출을 통해 선원의 위치를 매우 정확하게 추정할 수 있었고, 90%의 신뢰 영역은 60도2 불과했으며,[66] 이는 이전보다 20배 더 정확해졌다.

두 중성자별이 서로 공전하면서 발생하는 중력파의 2차원 표현.

지난 세기 동안, 천문학은 우주를 관찰하기 위한 새로운 방법의 사용으로 인해 혁명을 일으켰다.천문학적 관측은 처음에는 가시광선을 이용해 이루어졌다.갈릴레오 갈릴레이는 이러한 관찰을 강화하기 위해 망원경의 사용을 개척했다.그러나 가시광선은 전자기 스펙트럼의 극히 일부일 뿐이며, 먼 우주의 모든 물체가 이 특정 대역에서 강하게 빛나는 것은 아니다.예를 들어, 더 많은 정보는 무선 파장에서 찾을 수 있습니다.를 들어, 천문학자들은 전파 망원경을 이용하여 펄사퀘이사를 발견했다.극초단파 대역의 관측은 빅뱅의 희미한 흔적을 발견하게 했는데, 스티븐 호킹은 이 발견을 "모든 시간은 아니더라도 금세기 최고의 발견"이라고 불렀다.감마선, X선, 자외선, 적외선이용한 관측의 유사한 발전은 천문학에 새로운 통찰력을 가져왔다.스펙트럼의 각 영역이 개방됨에 따라, 다른 방법으로는 할 수 없었던 새로운 발견이 이루어졌다.천문학계는 중력파에도 [67][68]같은 것이 적용되기를 바라고 있다.

중력파는 두 가지 중요하고 독특한 특성을 가지고 있다.첫째, 전자파를 방출하지 않는 2진법 블랙홀에 의해 파동이 생성되기 위해 근처에 어떤 종류의 물질도 존재할 필요가 없다.둘째, 중력파는 크게 산란되지 않고 어떤 간섭물질도 통과할 수 있다.예를 들어 먼 별에서 오는 빛은 성간 먼지에 의해 차단될 수 있지만 중력파는 기본적으로 방해받지 않고 통과할 것입니다.이 두 가지 특징은 중력파가 지금까지 [65]인간이 관측하지 못했던 천문 현상에 대한 정보를 전달할 수 있게 해준다.

위에서 설명한 중력파의 소스는 중력파 스펙트럼의 저주파 끝(10~10Hz5)에−7 있다.중력파 스펙트럼의5 고주파 끝(10Hz10[clarification needed] 이상, 아마도 10Hz)에 있는 [69]천체물리학적 선원은 우주 마이크로파 배경과 같은 빅뱅의 희미한 각인으로 이론화된 잔존 중력파를 생성한다.이러한 고주파에서는 선원이 "인공"[15]이 될 수 있습니다. 즉,[70][71] 실험실에서 생성 및 검출된 중력파입니다.

허블우주망원경에 의해 포착된 두 개의 병합 은하 중심에 있는 블랙홀의 합성으로 만들어진 초대질량 블랙홀은 중력파에 [72][73]의해 병합 중심에서 방출된 것으로 이론화된다.

★★★

유아 우주에서의 중력파를 보여주는 반증된 증거가 BICEP2 전파망원경에 의해 발견되었다.BICEP2 검출기의 초점면의 현미경 검사는 다음과 같습니다.[19][20]그러나 2015년 1월, BICEP2의 발견은 우주 [74]먼지의 결과라는 것이 확인되었다.

지구-태양계에서 나오는 파장은 미미하지만 천문학자들은 방사선이 상당해야 하는 다른 근원을 가리킬 수 있다. 가지 중요한 예는 헐스-테일러 쌍성입니다. 한 쌍의 별은 [75]펄서입니다.그들의 궤도의 특성은 펄서에 의해 방출되는 무선 신호의 도플러 이동으로부터 추론할 수 있다.각각의 별들은 약 1.4이다.M 그리고 그들의 궤도의 크기는 지구-태양 궤도의 75분의 1 정도로 우리 태양의 지름의 몇 배밖에 되지 않는다.더 큰 질량과 더 작은 분리의 조합은 헐스-테일러 쌍성이 발산하는 에너지가 지구-태양계가 발산하는 에너지보다 훨씬 더 크다는 것을 의미합니다(약22 10배).

궤도에 대한 정보는 중력파의 형태로 방출되는 에너지의 양을 예측하는 데 사용될 수 있습니다.쌍성계가 에너지를 잃으면 별들은 점점 가까워지고 공전 주기는 감소합니다.각 별의 궤적은 인스피럴이며 반지름이 감소하는 나선형입니다.일반상대성이론은 이러한 궤적을 정확하게 기술한다; 특히 중력파에서 방사되는 에너지는 연속 근점 사이의 시간 간격(두 별의 가장 가까운 지점)으로 정의되는 주기의 감소 속도를 결정한다.헐스-테일러 펄서의 경우 예측된 반지름의 전류 변화는 궤도당 약 3mm이며, 7.75 시간 주기의 변화는 연간 약 2초이다.중력파와 [30]일치하는 궤도 에너지 손실을 보여주는 예비 관측에 이어 테일러와 조엘 와이즈버그의 신중한 타이밍 관측으로 예측 주기가 10%[76] 이내로 감소하는 것이 극적으로 확인되었다.펄서 발견 이후 30년 이상의 타이밍 데이터가 개선된 통계로 인해, 궤도 주기의 관측된 변화는 현재 일반 상대성이론에 의해 가정된 중력 복사로부터의 예측과 0.2% [77]이내와 일치합니다.1993년, 이러한 중력파의 간접적인 발견에 자극받아, 노벨 위원회는 "새로운 형태의 [78]펄서의 발견, 중력 연구의 새로운 가능성을 열어준 발견"으로 헐스와 테일러에게 노벨 물리학상을 수여했다.이 쌍성계의 수명은 현재에서 합병까지 수억 [79]년으로 추정됩니다.

영감은 중력파의 매우 중요한 원천이다.두 개의 작은 물체(흰색 왜성, 중성자 별 또는 블랙홀)가 가까운 궤도에 있을 때마다 강력한 중력파를 방출합니다.그들이 서로 더 가깝게 소용돌이 칠수록, 이러한 파장은 더욱 강렬해진다.어느 순간 그것들은 매우 강렬해져서 지구나 우주에 있는 물체에 대한 직접적인 탐지가 가능해질 것이다.이 직접적인 검출은 여러 대규모 [80]실험의 목표입니다.

유일한 어려움은 헐스-테일러 바이너리와 같은 대부분의 시스템이 너무 멀리 떨어져 있다는 것입니다.지구에서 헐스-테일러 쌍성이 발산하는 파형의 진폭은 대략 h 10−26 10이다.그러나 천체물리학자들이 h 10−20 10의 훨씬 더 큰 진폭을 만들어 낼 것으로 예상하는 몇 가지 원천들이 있다.적어도 8개의 바이너리 펄서가 발견되었다.[81]

애로

중력파는 쉽게 감지되지 않는다.지구에 도달했을 때, 그들은 변형률이−21 약 10인 작은 진폭을 가집니다. 즉, 매우 민감한 검출기가 필요하며,[82] 다른 소음원이 신호를 압도할 수 있습니다.중력파의 주파수는−16 10Hz < f [83]< 10Hz가4 될 것으로 예상됩니다.

음질량 플라즈마

중력파를 직접 관찰하는 것의 어려움에 대한 한 가지 가능한 설명은 우주학자 사우센 음바렉과 마누 파란자페가 아인슈타인 상대성 이론을 위반하지 않고 의 질량이 존재할 수 있다는 것을 증명한 후에 제안되었다.초기 연구는 겉으로 보기에 에너지 상태에 위배된다는 이유로 이 개념을 일축했지만, 음바렉과 파란자페는 만약 음과 양의 입자가 드 시터 공간에서 일종의 플라로 결합하는 기존의 고체보다는 완벽한 유체의 형태를 취한다고 가정한다면 우리 우주에는 여전히 음의 물질이 존재할 수 있다는 것을 발견했다.이 플라즈마의 주목할 만한 특성 중 하나는 중력파를 흡수하는 능력으로, 직접적인 검출의 어려움은 지구가 그러한 [84]파동을 감지하지 못하도록 효과적으로 차단하는 양-음성 플라즈마의 중력 "투명" 구름에 의해 우주가 채워지는 것에서 기인할 수 있다는 것을 암시한다.

지상 검출기

레이저 간섭계 개략도

헐스-테일러 관측은 매우 중요했지만 중력파에 대한 간접적인 증거만 제시합니다.보다 결정적인 관측은 지나가는 중력파의 영향을 직접 측정하는 것이며, 중력파를 발생시킨 시스템에 대한 더 많은 정보를 제공할 수 있을 것이다.그러한 직접 검출은 파동이 검출기에 미치는 영향이 매우 작기 때문에 복잡하다.구형 파형의 진폭은 소스로부터의 거리의 역수(위 h 공식의 1/R 항)로 떨어집니다.따라서, 바이너리 블랙홀의 병합과 같은 극단적인 시스템으로부터의 파동도 지구에 도달할 때까지 매우 작은 진폭으로 사라집니다.천체물리학자들은 지구를 통과하는 중력파가 h ÷ 10만큼−20 클 수도 있지만 일반적으로는 [85]크지 않을 것으로 예상한다.

공명 안테나

예상되는 파동 움직임을 감지하도록 이론화된 간단한 장치를 웨버 막대라고 합니다. 이는 외부 진동으로부터 격리된 크고 단단한 금속 막대입니다.이런 종류의 기구는 최초의 중력파 검출기였다.입사 중력파로 인한 우주에서의 변형은 막대의 공명 주파수를 자극하여 검출 가능한 수준으로 증폭될 수 있습니다.아마도 가까운 초신성은 공명 증폭 없이도 볼 수 있을 만큼 강할 것이다.조지프 웨버는 이 기구로 매일 발생하는 중력파 신호를 감지했다고 주장했다.그러나 그의 결과는 1974년 물리학자 리처드 가윈과 데이비드 더글라스에 의해 논쟁되었다.현대의 웨버 바는 여전히 극저온 냉각 상태로 작동하며, 진동을 감지하는 초전도 양자 간섭 장치를 사용합니다.웨버 바는 매우 강력한 중력파 [86]외에는 아무것도 감지할 수 없을 정도로 민감하지 않다.

MiniGRAIL은 이 원리를 이용한 구형 중력파 안테나입니다.레이든 대학에 본부를 두고 있으며, 20밀리켈빈까지 저온 냉각된 1,150kg의 [87]구체로 구성되어 있습니다.구형 구성은 모든 방향에서 동일한 감도를 허용하며 고진공을 필요로 하는 대형 선형 장치보다 실험적으로 다소 단순합니다.이벤트는 검출기 구의 변형을 측정하여 검출됩니다.MiniGRAIL은 2-4kHz 범위에서 매우 민감하며, 회전하는 중성자별 불안정성이나 작은 블랙홀 [88]병합으로 인한 중력파를 감지하기에 적합하다.

현재 중력파 스펙트럼(10~10Hz5)의−7 상단부에 초점을 맞춘 두 개의 검출기가 있다. 하나는 영국 [89]버밍엄 대학이고 다른 하나는 이탈리아 INFN 제노바 대학이다.세 번째는 중국 충칭 대학에서 개발 입니다.버밍엄 검출기는 지름 약 1m의 폐쇄 루프를 순환하는 마이크로파 빔의 편광 상태 변화를 측정한다. 검출기 모두 진폭 스펙트럼 밀도로 주어진 h ~ 2×10−13 /µHz주기적 시공간 변형에 민감할 것으로 예상된다.INFN 제노바 검출기는 직경 수 센티미터의 두 개의 결합된 구형 초전도 고조파 발진기로 구성된 공명 안테나입니다.발진기는 (결합 해제 시) 거의 동일한 공진 주파수를 갖도록 설계되었습니다.이 시스템은 현재 h ~ 2−17×10 /µHz의 주기적인 시공간 변형에 대한 민감도를 가질 것으로 예상되며, h ~ 2×10−20 /µHz민감도에 도달할 것으로 예상된다.충칭대학 검출기는 예측된 전형적인 파라미터가 10Hz(100GHz) 이하11, h h10−30~[90]10인−32 잔류 고주파 중력파를 검출할 계획이다.

간섭계

중력파 관측소 운영 간소화
그림 1: 빔슬리터(녹색 선)는 (흰색 상자에서 나오는) 간섭성 빛을 거울에 반사되는 2개의 빔으로 분할합니다.각 암의 발신 빔과 반사 빔은 1개뿐이며, 명확한 구별을 위해 분리되어 있습니다.반사된 빔이 재결합하여 간섭 패턴을 검출합니다(보라색 원).
그림 2: 왼쪽 팔(노란색) 위를 통과하는 중력파는 그 길이와 간섭 패턴을 변화시킨다.

보다 민감한 종류의 검출기는 분리된 '자유'[91] 질량 사이의 중력파 유도 운동을 측정하기 위해 레이저 Michelson 간섭계를 사용한다.이를 통해 질량을 장거리(신호 크기 증가)로 분리할 수 있습니다. 또 다른 장점은 광범위한 주파수(Weber 막대의 경우처럼 공진 근처 주파수뿐 아니라)에 민감하다는 것입니다.수년간의 개발 끝에 2015년에 최초의 지상 간섭계가 가동되기 시작했다.현재 가장 민감한 것은 레이저 간섭계 중력파 관측소인 LIGO이다.LIGO는 루이지애나주 리빙스턴에 1대, 워싱턴 리치랜드의 핸포드 현장에 1대, 인도로 이전할 예정인 3대(이전에는 핸포드에 두 번째 탐지기로 설치)의 3대를 보유하고 있다.각각의 전망대에는 길이가 4킬로미터인 두 개의 광저장 암이 있다.이것들은 직경 1m의 진공관을 통과하는 빛이 4km 전체를 흐르는 90도 각도로 서로 기울어져 있다.지나가는 중력파는 다른 쪽 팔을 짧게 할 때 한쪽 팔을 약간 뻗습니다.이것은 간섭계가 가장 민감하게 반응하는 움직임입니다.

이렇게 긴 팔을 사용하더라도, 가장 강한 중력파는 팔 끝 사이의 거리를 약 10m만−18 변화시킬 것이다.LIGO는 h~5×10−22 정도의 작은 중력파를 검출할 수 있어야 한다.LIGO와 Virgo로 업그레이드하면 감도가 더욱 높아집니다.또 다른 고감도 간섭계 KAGRA는 일본 가미오카 천문대에 있으며 2020년 2월부터 가동되고 있다.요점은 감도가 10배 증가하면('reach'의 반지름) 계측기가 접근할 수 있는 공간의 부피가 1,000배 증가한다는 것입니다.이것에 의해, 검출 가능한 신호가 수십년의 관측치 마다 1개씩 표시되는 속도가,[92] 연간 수십개로 높아집니다.

간섭계 검출기는 레이저가 무작위로 광자를 생성하기 때문에 발생하는 샷 노이즈에 의해 고주파에서 제한된다. 한 가지 유추는 강우량이다. 즉, 레이저 강도와 같은 강우량은 측정할 수 있지만, 광자와 같은 빗방울은 무작위로 떨어져 평균값 주위에 변동을 일으킨다.이로 인해 무선 정전기처럼 검출기의 출력에서 노이즈가 발생합니다.또, 충분히 높은 레이저 파워를 얻기 위해서, 레이저 광자에 의해서 테스트 매스에 전달되는 랜덤 모멘텀이 미러를 흔들고, 저주파의 신호를 마스킹 한다.열 노이즈(예: 브라운 운동)는 감도의 또 다른 한계입니다.이러한 '정지'(정수) 소음원과 더불어 모든 지상 기반 검출기는 지진 소음 및 기타 형태의 환경 진동 및 기타 '비정지' 소음원에 의해 저주파수로 제한된다. 기계적 구조물의 삐걱거림, 번개 또는 기타 큰 전기적 장애 등이 소음 마스킹을 발생시킬 수 있다.어떤 사건을 모방하거나 모방할 수도 있다.검출이 진정한 중력파 이벤트로 간주되기 전에 이러한 모든 사항을 고려하여 분석을 통해 제외해야 한다.

아인슈타인@집입니다

가장 간단한 중력파는 일정한 주파수를 가진 중력파이다.회전하는 비대칭 중성자별에 의해 발생하는 파장은 대략 단색일 것입니다. 즉, 순수한 음색입니다.초신성이나 쌍성 블랙홀의 신호와는 달리, 이러한 신호는 지상 검출기에 의해 관측되는 기간 동안 진폭이나 주파수가 거의 진화하지 않는다.하지만, 지구의 움직임에 의한 도플러 이동 때문에 측정된 신호에 약간의 변화가 있을 것이다.신호는 단순하지만 분석해야 하는 데이터의 길이가 길기 때문에 탐지는 계산 비용이 매우 많이 듭니다.

아인슈타인 @ 프로젝트는 이런 종류의 중력파를 검출하기 위한 SETI@home과 유사한 분산 컴퓨팅 프로젝트입니다.LIGO와 GEO에서 데이터를 가져와 수천 명의 지원자에게 작은 조각으로 전송하여 자택 컴퓨터에서 병렬 분석을 수행함으로써 아인슈타인@홈은 다른 [93]방법보다 훨씬 더 빠르게 데이터를 걸러낼 수 있다.

공간 기반 간섭계

LISA와 DECIGO같은 우주 기반의 간섭계도 개발되고 있다.LISA의 디자인은 3개의 시험 덩어리가 등변 삼각형을 형성하고, 각 우주선에서 서로 레이저가 두 개의 독립된 간섭계를 형성하도록 요구한다.LISA는 지구를 따라가는 태양 궤도를 점유할 계획이며 삼각형의 각 팔은 5백만 킬로미터이다.는 검출기가 여전히 열, 촬영 소음 및 우주선태양풍의한 아티팩트에 민감하지만 지구에 기반을 둔 소음원으로부터 멀리 떨어진 우수한 진공 상태에 놓이게 한다.

펄서 타이밍 어레이 사용

펄사는 빠르게 회전하는 별이다.펄서는 등대 빔처럼 펄서가 회전할 때 하늘을 훑는 전파 빔을 방출합니다.펄서로부터의 신호는 본질적으로 시계의 똑딱이처럼 규칙적으로 간격을 둔 일련의 펄스로 전파 망원경에 의해 탐지될 수 있습니다.GW는 펄서에서 지구 망원경으로 펄스가 이동하는 데 걸리는 시간에 영향을 미칩니다.펄서 타이밍 어레이는 펄스가 망원경에 도달하는 시간 측정에서 GW에 의한 섭동을 찾기 위해 밀리초 펄서를 이용한다. 즉, 클럭 틱의 편차를 찾기 위해 사용된다.GW를 검출하기 위해 펄서 타이밍 어레이는 여러 펄서에서 [94]펄스가 도달하는 시간 사이의 고유한 상관 관계 및 반상관 패턴을 검색합니다.펄서 펄스는 우리에게 도달하기 위해 수백 년 또는 수천 년 동안 우주를 이동하지만, 펄서 타이밍 어레이는 이동 시간의 100만분의 1초 미만의 섭동에 민감합니다.

펄서 타이밍 어레이가 민감하게 반응하는 GW의 주요 원천은 [95]은하 충돌로 형성되는 초거대 블랙홀 쌍성이다.개별 쌍성계 외에도 펄서 타이밍 어레이는 많은 은하 병합에 따른 GW의 합계로 만들어진 GW의 확률적 배경에 민감합니다.다른 잠재적 신호 소스에는 우주 현과 우주 팽창에 따른 GW의 원시 배경이 포함됩니다.

전 세계적으로 3개의 활성 펄서 타이밍 어레이 프로젝트가 있습니다.북미 중력파 관측소아레시보 전파망원경과 그린뱅크 망원경이 수집한 데이터를 사용한다.Australian Parkes Pulsar Timing Array는 Parkes 무선 망원경의 데이터를 사용합니다.유럽 펄서 타이밍 어레이는 유럽에서 가장 큰 4개의 망원경인 Lovell 망원경, Westerbork 합성 전파 망원경, Effelsberg 망원경, Nancay 전파 망원경의 데이터를 사용합니다.또한 이 세 그룹은 International Pulsar Timing Array [96]프로젝트라는 제목으로 협업합니다.

원시 중력파

원시 중력파는 우주 마이크로파 배경에서 관측되는 중력파이다.이들은 2015년 1월 30일 철회된 2014년 3월 17일 발표된 BICEP2 기구에 의해 검출된 것으로 알려졌다.[74]

LIGO 및 처녀자리 관측

이론적으로 예측된 값과 비교하여 핸포드(왼쪽) 및 리빙스턴(오른쪽) 검출기의 중력파 LIGO 측정.

2016년 2월 11일, LIGO 협력은 2015년 9월[35] 14일 09:50:45 GMT에 검출된 신호로부터 약 13억 광년 떨어진 태양 질량의 질량과 36 태양 질량의 블랙홀 2개의 중력파를 최초로 관측했다고 발표했다.병합의 마지막 1초 동안, 그것은 관측 가능한 우주의 모든 별들을 [97]합친 것보다 50배 이상의 을 방출했다.신호는 0.2초 동안 강도가 [36]높아짐에 따라 10사이클(5궤도)에 걸쳐 주파수가 35Hz에서 250Hz로 증가했습니다.새로 합쳐진 블랙홀의 질량은 62 태양질량이었다.태양 질량의 3배에 해당하는 에너지가 중력파로 [40]방출되었다.신호는 리빙스턴과 핸포드의 LIGO 검출기에 의해 확인되었으며, 두 검출기와 선원 사이의 각도로 인해 7밀리초의 시간 차이를 보였다.이 신호는 남반구에서 마젤란 [38]구름의 대략적인 방향(그러나 훨씬 더 먼 방향)으로 왔습니다.중력파는 5시그마[98](즉, 동일한 결과를 보여주거나 얻을 수 있는 99.99997%의 확률) 이상의 영역에서 관측되었으며, 통계 [99]물리학 실험에서 증거/증거로 간주될 만큼 충분히 찾을 수 있는 확률이었다.

그 이후로 LIGO와 처녀자리는 병합 블랙홀 쌍성으로부터 더 많은 중력파를 관측했다고 보고했다.

2017년 10월 16일, LIGO와 처녀자리의 공동작업은 쌍성 중성자 별계의 결합에서 비롯된 중력파를 최초로 발견했다고 발표했다.2017년 8월 17일 발생한 GW170817 과도 현상을 관측한 결과 태양 질량이 0.86 ~ 2.26인 중성자별의 질량을 제한할 수 있었다.추가 분석을 통해 측정된 총 시스템 질량은 2.73–2.78 태양 질량으로 1.17–1.60 태양 질량에 대한 질량 값을 더 크게 제한할 수 있었다.처녀자리 검출기를 관찰 노력에 포함시킴으로써 선원의 국부화를 10배 개선할 수 있었다.이는 결국 사건의 전자기적 후속 조치를 용이하게 했다.바이너리 블랙홀 병합의 경우와는 대조적으로 바이너리 중성자별 병합은 전자기파 즉 사건과 관련된 광신호를 발생시킬 것으로 예상되었다.중력파 과도 후 1.7초 후에 발생한 감마선 폭발(GRB 170817A)이 페르미 감마선 우주 망원경에 의해 검출되었다.NGC 4993 은하 근처에서 시작된 이 신호는 중성자별 합성과 관련이 있습니다.이는 70개의 망원경과 관측소가 참여한 사건의 전자기 추적(AT 2017gfo)을 통해 입증되었으며, 전자파 스펙트럼의 넓은 영역에 대한 관측 결과를 도출하여 병합된 물체와 관련 [100][101]킬로노바의 중성자별 특성을 추가로 확인했다.

2021년 LIGO와 VIRGO 검출기에 의한 최초의 두 개의 중성자 별-블랙홀 쌍성의 검출이 천체물리학 저널 레터에 발표되었으며, 이러한 시스템의 양에 대한 경계를 먼저 설정할 수 있었다.중력 [9]관측 이전에는 기존의 방법으로 중성자별-블랙홀 쌍성이 관측된 적이 없었다.

픽션에서

1962년 아르카디와 보리스 스트루가츠키가 쓴 러시아 공상과학 소설 '우주 어프렌티스'의 에피소드는 에베레스트 [102]크기소행성 15 유노미아 덩어리를 전멸시키는 대신 중력파의 전파를 관찰하는 실험을 보여준다.

스타니슬라프 렘의 1986년 소설 피아스코에서는 중력총(gravity gun·중력증폭기·공명의 시준방출로 인한 중력증폭기)을 이용해 붕괴원을 재형성함으로써 극도의 상대론적 효과를 이용해 성간 여행을 할 수 있다.

그레그 이건의 1997년 소설 디아스포라에서, 근처의 쌍성 중성자별의 인스피럴로부터의 중력파 신호를 분석한 결과, 충돌과 합병이 임박했음을 알 수 있으며, 이는 큰 감마선 폭발이 지구에 영향을 미칠 것임을 암시한다.

류시신2006년 지구의 과거 기억 시리즈에서 중력파는 은하 내 문명 간 충돌의 중심점으로 작용하는 성간 방송 신호로 사용된다.

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추가 정보

참고 문헌

외부 링크