How do we know GW150914 was a black hole merger?
Our estimated pre-merger masses of the two components in GW150914 make a very strong argument that they are both black holes — particularly when we also consider the enormous velocity and tiny separation of the two components, as shown in the lower part of figure 3. In this figure indicative velocities of the two components are seen to be significant fractions of the speed of light. Similarly their approximate separation is shown to be just a few times the characteristic size of a black hole, known as its Schwarzschild radius.
These graphs imply that the two components were only a few hundred kilometers apart just before they merged, ie. when the gravitational-wave frequency was about 150 Hz. Black holes are the only known objects compact enough to get this close together without merging. Based on our estimated total mass for the two components, a pair of neutron stars would not be massive enough, and a black hole-neutron star pair would have already merged at a lower frequency than 150 Hz.
Наблюдения
В 11 февраля 2016 г., прямое наблюдение гравитационных волн LIGO, датированное 14 сентября 2015 г., возникшие в результате двух черных дыр , объявляется на конференции. Это обнаружение получило название GW150914 , GW, что означает «Гравитационные волны», к которому была добавлена дата обнаружения.
Письма с физическим обзором объявляют15 июня 2016 г. что второе столкновение было обнаружено на 26 декабря 2015 г.( GW151226 ), что соответствует двум черным дырам десяти солнечных масс.
Третье столкновение было обнаружено на 4 января 2017 г.( GW170104 ) между двумя черными дырами, вдвое удаленными от предыдущих, на расстоянии около 3 миллиардов световых лет. Эти черные дыры с массами, эквивалентными 31,2 и 19,4 массам Солнца, слились в массу, эквивалентную 48,7 массам Солнца . Это означает, что во время этого события энергия примерно двух Солнц была преобразована в гравитационные волны, прежде чем их обнаружили LIGO и Дева .
Все наблюдения LIGO и Virgo позволяют нам оценить количество слияний черных дыр во Вселенной более чем в 12 на кубический гигапарсек в год (куб на расстоянии 3,26 миллиарда световых лет друг от друга).
В 17 августа 2017 г., обнаруживаются гравитационные волны, излучаемые слиянием двух нейтронных звезд ( GW170817 ). Электромагнитное излучение высокой энергии ( гамма-всплеска GRB 170817A) , соответствующее событие записывается через две секунды с помощью телескопа космического Ферми . Источник гравитационных волн и гамма-всплеска находится «в галактике NGC 4993, находящейся на расстоянии 130 миллионов световых лет от нас» .
The LIGO detectors
LIGO is the world’s largest gravitational wave observatory and one of the world’s most sophisticated physics experiments. Comprised of two giant laser interferometers located thousands of kilometers apart, one in Livingston, Louisiana and the other in Hanford, Washington, LIGO uses the physical properties of light and of space itself to detect gravitational waves — a concept first proposed in the early 1960’s and the 1970’s. A set of initial interferometers was completed by the early 2000s, including TAMA300 in Japan, GEO600 in Germany, LIGO in the United States and Virgo in Italy. Combinations of these detectors made joint observations between 2002 and 2011, but did not detect any gravitational wave sources. After undergoing major upgrades, in 2015 the LIGO detectors began operation as Advanced LIGO: the first of a significantly more sensitive global network of advanced detectors.
An interferometer like LIGO consists of two «arms» (each one 4km long) at right angles to each other, along which a laser beam is shone and reflected by mirrors (suspended as test masses) at each end. When a gravitational wave passes by, the stretching and squashing of space causes the arms of the interferometer alternately to lengthen and shrink, one getting longer while the other gets shorter and then vice-versa. As the interferometers’ arms change lengths, the laser beams take a different time to travel through the arms — which means that the two beams are no longer «in step» (or in phase) and what we call an interference pattern is produced. This is why we refer to the LIGO detectors as «interferometers».
The difference between the two arm lengths is proportional to the strength of the passing gravitational wave, referred to as the gravitational-wave strain, and this number is mind-bogglingly small. For a gravitational wave typical of what we can detect, we expect the strain to be about 1/10,000th the width of a proton! However LIGO’s interferometers are so sensitive that they can measure even such tiny amounts.
Figure 2 shows a simplified diagram of an Advanced LIGO detector.
To successfully detect a gravitational wave event like GW150914 the LIGO detectors need to combine astounding sensitivity with an ability to isolate real signals from sources of instrument noise: tiny disturbances, due to e.g. environmental effects or the behavior of the instruments themselves, that could mimic — or indeed simply overwhelm — the signature strain pattern we are looking for. This is a key reason why there are two Advanced LIGO detectors, as it allows us to distinguish gravitational waves from local instrumental or environmental effects: only a real gravitational wave signal would appear in both detectors — albeit separated by a few thousandths of a second, to account for the time taken for light (or a gravitational wave) to travel between the two detector sites.
Inset (b) in Figure 2 shows how the instrument noise in the LIGO detectors depends on frequency. We can see that the instrument noise is lowest in the «sweet spot» around a few hundred hertz, but increases sharply at both low and high frequencies. There are also a number of narrow spikes where the instrument noise is particularly large, due to e.g. vibration of the fibers that suspend the mirrors and test masses in each interferometer.
Reaching the much greater sensitivity of Advanced LIGO required the upgrading of almost every aspect of the Initial LIGO design. These upgrades included:
- Significantly increasing the laser power, to reduce the main source of high frequency noise
- Redesigning the recycling cavities to better contain the spatial distribution of the laser light
- Using larger, heavier fused silica test masses, to reduce the random motions of the mirrors
- Suspending the test masses using fused silica fibers, to reduce their thermal noise
- Suspending the test masses with a four-stage pendulum, improving their seismic isolation
- Using an active «measure and cancel» strategy for reducing the impact of ground motions
Operating a network of two or more detectors also lets us «triangulate» the direction on the sky from which a gravitational wave arrives, by studying the difference in arrival time at each detector. The more detectors in one’s network, the better the sky position of a gravitational wave source can be localised. In 2016 the Advanced Virgo detector, in Italy, will join the global network, and other advanced interferometers are planned for the future. For more details see e.g. this publication.
Как новый детектор решит эти проблемы
Подземный детектор KAGRA присоединится к наблюдениям уже в следующем году.Сравнение сейсмики в разных возможных локациях с детектором AdvancedVirgo в Италии.Одна из угловых станций телескопа Эйнштейна со множеством вакуумных камер. Credit: gwoptics.org«Ксилофонная» конфигурация детектора с двумя интерферометрами вложенными друг в друга. Credit: A. Freise et al, CQG 26 (2009) 085012Низкочастотный детектор ET-D-LF с охлажденными зеркалами и малой мощностью (и малым шумом радиационного давления), и высокочастотный ET-D-HF с большой мощностью (и малым дробовым шумом). Credit: Концепция треугольной конфигурации детектора (слева); туннели с разными плечами (справа).Сравнение диаграммы направленности одного детектора (слева) и трех детекторов в треугольной конфигурации (справа).гравитационно-волновое эхоСравнение чувствительности ET и LIGO-Virgo
Миссия
усовершенствованная космическая антенна лазерного интерферометрасинхронизирующие массивы пульсаровEuropean Pulsar Timing Array
Миссия LIGO — непосредственно наблюдать гравитационные волны космического происхождения. Эти волны были впервые предсказаны общей теорией относительности Эйнштейна в 1916 году, когда технология, необходимая для их обнаружения, еще не существовала. Их существование было косвенно подтверждено, когда наблюдения двойного пульсара PSR 1913 + 16 в 1974 г. показали орбитальный распад, который совпал с предсказаниями Эйнштейна о потере энергии гравитационным излучением. Нобелевская премия по физике 1993 г. была присуждена Халсу и Тейлору за это открытие.
Прямое обнаружение гравитационных волн искали давно. Их открытие положило начало новому разделу астрономии, дополняющему электромагнитные телескопы и нейтринные обсерватории. Джозеф Вебер был пионером в обнаружении гравитационных волн в 1960-х годах благодаря своей работе над датчиками резонансной массы. Детекторы полос по-прежнему используются на шести объектах по всему миру. К 1970-м годам ученые, в том числе Райнер Вайс, осознали применимость лазерной интерферометрии к измерениям гравитационных волн. Роберт Форвард управлял интерферометрическим детектором в Хьюзе в начале 1970-х.
На самом деле, еще в 1960-х, а может быть и до этого, были опубликованы статьи о волновом резонансе света и гравитационных волн.. В 1971 году была опубликована работа по методам использования этого резонанса для обнаружения высокочастотных гравитационных волн. В 1962 г. М. Э. Герценштейн и В. И. Пустовойт опубликовали самую первую работу, описывающую принципы использования интерферометров для регистрации очень длинноволновых гравитационных волн. Авторы утверждали, что при использовании интерферометров чувствительность может быть в 10-10 раз лучше, чем при использовании электромеханических экспериментов. Позже, в 1965 году, Брагинский подробно обсудил источники гравитационных волн и их возможное обнаружение. Он указал на статью 1962 года и упомянул возможность обнаружения гравитационных волн, если интерферометрическая технология и методы измерения улучшатся.
С начала 1990-х годов физики думали, что технология эволюционировала до такой степени, что теперь возможно обнаружение гравитационных волн — представляющих значительный астрофизический интерес.
В августе В 2002 году LIGO начала поиск космических гравитационных волн. Ожидаются измеримые выбросы гравитационных волн от двойных систем (столкновения и слияния нейтронных звезд или черных дыр ), взрывы сверхновых массивных звезд (которые образуют нейтронные звезды и черные дыры), аккреция нейтронных звезд, вращение нейтронных звезд с деформированными корками и остатки гравитационного излучения, созданного рождением Вселенной. Теоретически обсерватория может также наблюдать более экзотические гипотетические явления, такие как гравитационные волны, вызванные колебаниями космических струн или сталкивающихся доменных стенок.
Our LIGO observations and what they mean
On September 14, 2015 at 09:50:45 Greenwich Mean Time the LIGO Hanford and Livingston Observatories both detected a signal from GW150914. The signal was identified first by what we call low-latency search methods that are designed to analyse the detector data very promptly, looking for evidence of a gravitational-wavelike pattern but without modeling the precise details of the waveform. These prompt searches reported the candidate event within only three minutes of the signals arriving at the detectors. The gravitational-wave strain data acquired by the LIGO interferometers was then compared with an extensive bank of theoretically predicted waveforms — a process known as matched filtering — with the goal of finding the waveform that best matched the data.
Figure 3 presents key results of these detailed analyses — all of which firmly point to GW150914 being produced by the coalescence of two black holes. The middle part of the figure shows our reconstruction of the gravitational-wave strain, as seen by the Hanford detector. Note, in particular, the impressive agreement between this pattern (shown in grey) and (shown in red) a waveform for two coalescing black holes consistent with our data, computed using general relativity.
Images of the black hole horizons at various stages of this computation are shown at the top of the figure: the inspiral, as the two black holes approach each other; the merger as the black holes join together and the subsequent ringdown, as the single black hole that has newly formed briefly oscillates before settling down.
Comparing the strain data with theoretical predictions allows us to test whether general relativity is able to fully describe the event. It passes this test with flying colors: all of our observations are consistent with the predictions of general relativity.
We can also use the data to estimate the specific physical characteristics of the system that produced GW150914, including the masses of its two black holes before the merger, the mass of the single post-merger black hole, and the distance of the event.
Our results indicate that GW150914 was produced by the merger of two black holes with masses of about 36 times and 29 times the mass of the Sun respectively, and that the post-merger black hole had a mass of about 62 times the Sun’s mass. Moreover, we infer that the final black hole is spinning — such rotating black holes were first predicted theoretically in 1963 by mathematician Roy Kerr. Finally, our results indicate that the GW150914 occurred at a distance of more than one billion light years. So the LIGO detectors have observed a truly remarkable event that happened a long time ago in a galaxy far, far away!
If we compare the masses of the pre- and post-merger black holes, we see that the coalescence converted about three times the mass of the Sun (or nearly six million trillion trillion kilograms) into gravitational-wave energy, most of it emitted in a fraction of a second. By contrast the Sun converts a mere two billionths of one trillionth of its mass into electromagnetic radiation every second. In fact, the gravitational-wave power radiated by GW150914 was more than ten times greater than the combined luminosity (i.e. the light power) of every star and galaxy in the observable Universe.
Einstein Telescope: детектор гравитационных волн нового поколения +90
- 02.12.18 15:11
•
Shkaff
•
#431712
•
Хабрахабр
•
•
17800
Научно-популярное, Астрономия, Физика, Лазеры
Рекомендация: подборка платных и бесплатных курсов Smm — https://katalog-kursov.ru/
Длиннее, мощнее, точнее — Европа собирается построить гравитационно-волновой детектор нового поколения под названием Einstein Telescope.Einstein Telescope концепт-арт, credit: www.gwoptics.org
Детектор AdvancedLIGO только-только начал работать пару лет назад, и даже еще не достиг запланированной чувствительности. Однако ученым очевидно, что чувствительности LIGO будет недостаточно для настоящей гравитационно-волновой астрономии.
Я расскажу о том, что ограничивает LIGO, и как подземный криогенный детектор в 2,5 раза длиннее LIGO сможет обойти эти ограничения.
Обсерватории
Северный детектор (х-рукав) интерферометра в Хэнфорде
LIGO состоит из двух обсерваторий: в Ливингстоне (штат Луизиана) и в Хэнфорде (штат Вашингтон), 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.
Принцип детектирования
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.
Are we sure that GW150914 was a real astrophysical event?
The short answer is «yes», but of course this is a crucial question and the LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration have together made a huge effort to address it, carrying out a variety of independent and thorough checks — all of which contribute to strengthening the detection case for GW150914.
Firstly, as we noted already, the time delay between the observations made at each LIGO detector was consistent with the light travel time between the two sites. Also, as seen in figure 1, the Hanford and Livingston signals showed a similar pattern, as would be expected given the near alignment of the two interferometers, and were strong enough to «stand out» against the background noise around the time of the event — like a burst of laughter heard above the background chatter of a crowded room.
Understanding this background noise is an essential part of our analysis and involves monitoring a vast array of environmental data recorded at both sites: ground motions, temperature variations and power grid fluctuations to name just a few. In parallel, many data channels monitor in real time the status of the interferometers — checking, for example, that the various laser beams are properly centred. If any of these environmental or instrumental channels indicated a problem, then the detector data would be discarded. However, despite exhaustive studies, no such data quality problems were found at the time of the event.
But perhaps GW150914 was a rare noise fluctuation, which happened to occur simply by chance with similar characteristics at both sites? To reject this possibility we need to work out just how rare such a fluctuation would be: the less often it could occur by chance, the more confidently we can rule out this scenario in favour of the alternative — that GW150914 was indeed a real gravitational wave event.
To carry out this statistical analysis we used 16 days’ worth of stable, high quality detector strain data from the month following the event. GW150914 was indeed by far the strongest signal observed in either detector during that period. We then introduced a series of artificial time shifts between the H1 and L1 data, effectively creating a much longer data set in which we could search for apparent signals that were as strong (or stronger) than GW150914. By using only time shifts greater than 10 milliseconds (the light travel time between the detectors) we ensured that these artificial data sets contained no real signals, but only coincidences in noise. We can then see, in the very long artificial data set, how often a coincidence mimicking GW150914 would appear. This analysis gives us the false alarm rate: how often we could expect to measure such a seemingly loud event that was really just a noise fluctuation (i.e. a «false alarm»).
Figure 4 (adapted from figure 4 of our publication) shows the result of this statistical analysis, for one of the searches carried out on our detector data. The solid black and purple curves represent the «background»: the number of coincidental noise «events» that we estimate would be produced (under slightly different assumptions) for different strengths of signal. The orange boxes represent what we actually saw, without the artificial time shifts. The key message of this figure is how far away the observed event GW150914 is from the background noise. This means that a noise event mimicking GW150914 would be exceedingly rare — indeed we expect an event as strong as GW150914 to appear by chance only once in about 200,000 years of such data! This false alarm rate can be translated into a number of «sigma» (denoted by σ), which is commonly used in statistical analysis to measure the significance of a detection claim. This search identifies GW150914 as a real event, with a significance of more than 5 sigma.
Introduction and Background
Gravitational waves are «ripples» in space-time produced by some of the most violent events in the cosmos, such as the collisions and mergers of massive compact stars. Their existence was predicted by Einstein in 1916, when he showed that accelerating massive objects would shake space-time so much that waves of distorted space would radiate from the source. These ripples travel at the speed of light through the Universe, carrying with them information about their cataclysmic origins, as well as invaluable clues to the nature of gravity itself.
Over the past few decades astronomers have amassed strong supporting evidence that gravitational waves exist, chiefly by studying their effect on the motions of tightly orbiting pairs of stars in our Galaxy. The results of these indirect studies agree extremely well with Einstein’s theory — with their orbits shrinking, exactly as predicted, due to the emission of gravitational wave energy. Nevertheless the direct detection of gravitational waves as they reach the Earth has been hugely anticipated by the scientific community as this breakthrough would provide new and more stringent ways to test general relativity under the most extreme conditions and open up an entirely novel way to explore the Universe.
In the same year that Einstein predicted gravitational waves, the physicist Karl Schwarzschild showed that Einstein’s work permitted the existence of black holes: bizarre objects which are so dense and so compact that not even light can escape their gravitational field. Although by definition we cannot directly «see» light from a black hole, astronomers have gathered a great deal of circumstantial evidence for their existence by studying the effects of black hole candidates on their immediate surroundings. For example, it is thought that most galaxies in the Universe, including the Milky Way, contain a supermassive black hole at their center — with masses millions or even billions of times that of the Sun. There is also evidence of many black hole candidates with much lower masses (ranging from a few, to a few dozen, times the Sun’s mass), believed to be the remnants of dead stars that have undergone a cataclysmic explosion known as a core-collapse supernova.
Alongside this substantial progress in the indirect observation of black holes, there have been dramatic improvements in our theoretical understanding of these bizarre objects — including, over the past decade, some remarkable advances in modeling a pair of black holes (referred to as a binary) through several close orbits before they finally merge. These computer models have allowed us to construct precise gravitational waveforms — i.e. the pattern of gravitational waves emitted by the black holes as they approach ever closer and finally merge into a single, larger black hole — in accordance with the predictions of general relativity. The direct observation of a binary black hole merger would therefore provide a powerful cosmic laboratory for testing Einstein’s theory.
Устройство интерферометра LIGO
Масштабы данной обсерватории можно сравнить с размером всего США, так как две основные составные интерферометра расположены на противоположных концах США, на расстоянии 3 002 км друг от друга. Первое здание обсерватории находится в городе Ливингстон (Луизиана), второе же – в городе Хэнфорд (штат Вашингтон). Сделано это по той причине, что два столь удаленных интерферометра способны уловить гравитационную волну (вероятно движущуюся со скоростью близкой к скорости света) с разницей всего в 10 миллисекунд. Однако такой разницы достаточно, чтобы определить положение источника относительно Земли, а также исключить всякого рода земные источники, если такие вообще возможны.
Расстояние от г. Хэнфорд (штат Вашингтон) до г. Ливингстон (Луизиана)
Конструкция каждой обсерватории интерферометра состоит, прежде всего, из Г-образной системы из двух четырехкилометровых трубок с высоким вакуумом внутри. Через эти трубы лазером пропускаются пучки электромагнитного излучения с определенной частотой (длиной волны). Далее в месте соединения труб эти пучки пересекаются, накладываются и образовывают заранее известную «интерференционную картину». В случае же, если гравитационная волна пройдет через данную конструкцию, благодаря таким образом искажению пространства-времени, длина одного плеча конструкции увеличится втрое, а другого – уменьшится втрое. Это приведет также к изменению интерференционной картины, что и станет индикатором гравитационной волны. Результаты такого наблюдения будут сравниваться с другой составной интерферометра LIGO для дальнейшего определения положения источника относительно Земли.
Модель устройства интерферометра LIGO
Цели и задачи LIGO
Основная задача коллаборации состояла в поиске гравитационных волн. Источником таких гравитационных колебаний могут быть двойные системы массивных тел. Например, нейтронные звезды, которые сталкиваются, либо обращаются вокруг друг друга по эллипсовидным орбитам, сверхновые, а также сталкивающиеся черные дыры. Также источниками гравитационных волн могут быть вспышки сверхновых вблизи пульсаров. Именно эти объекты и стали основными предметами наблюдения исследователей из коллаборации LIGO.
Излучение гравитационных волн при сближении черных дыр
Помимо самого поиска колебаний кривизны пространства-времени – гравитационных волн, результаты наблюдений обсерватории могут дать положительные знания в области космических струн или оценить величину спина гравитона – частицы-переносчика гравитационного взаимодействия.
LIGO’s other greatest hits
Some of LIGO and Virgo’s most spectacular results include the first detection of two neutron stars — extremely dense stellar corpses — crashing into one another. The finding, announced in October 2017, was accompanied by observations of the same event using radio, infrared, optical, gamma ray, and X-ray telescopes, allowing scientists to draw information from multiple channels — an endeavor known as multi-messenger astrophysics. The data helped prove that such collisions are the source of much of the universe’s gold, platinum and other heavy elements.
In January 2020, LIGO detected a second neutron star smashup that involved colossal objects with a combined mass 3.4 times that of the sun. Such weighty neutron stars have never before been seen in telescopes and push the size limit of what should theoretically be possible for such entities, leaving scientists to scratch their heads over how those stars could have been created.
Related: Gravitational waves from neutron star crashes: The discovery explained
Later that year, researchers announced that LIGO and Virgo had detected the signal of two behemoth black holes merging. The entities, which had masses 66 and 85 times that of the sun, respectively, formed a single black hole with a total mass of 142 times the sun. This was the first unambiguous evidence for what are known as intermediate mass black holes, weighing between 50 and 100,000 times the sun, which scientists knew must exist but had never before seen.
In 2020, LIGO and Virgo were joined by a Japanese instrument named the Kamioka Gravitational Wave Detector (KAGRA), though all the facilities had to be temporarily shut down due to the worldwide COVID-19 pandemic. An Indian detector is expected to join the network sometime in the mid-2020s. With these additional facilities and upgrades to the current facilities, physicists will be able to observe gravitational waves from farther away and with greater frequency, allowing them to make even more discoveries in the future.
Additional links:
Conclusions and outlook
The first direct detection of gravitational waves and the first observation of a binary black hole merger are remarkable achievements, but they represent only the first page of an exciting new chapter in astronomy.
The next decade will see further improvements to the Advanced LIGO detectors and extension of the global detector network to include Advanced Virgo in Italy, KAGRA in Japan, and a possible third LIGO detector in India.
This enhanced global network will significantly improve our ability to locate the positions of gravitational-wave sources on the sky and estimate more accurately their physical properties. The nascent field of gravitational-wave astronomy has a very bright future!