Перейти до вмісту

Гравітаційно-хвильова астрономія

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Подвійні системи двох масивних об’єктів, що обертаються одне навколо одного, важливе джерело для гравітаційно-хвильової астрономії. Система випромінює гравітаційні хвилі під час обертання, які зменшують тензор напружень енергії-імпульсу[en], спричинюючи зменшення орбіти.[1][2] Тут показана подвійна система білих карликів, важливе джерело для космічних детекторів, як eLISA. Можливе злиття білих карликів може привести до наднової, представлене вибухом на третьому малюнку.

Гравітаційно-хвильова астрономія є галуззю спостережної астрономії, що розвивається і прагне використовувати гравітаційні хвилі (найдрібніші викривлення простору-часу передбачені загальною теорією відносності Ейнштейна) для збору даних спостережень про об'єкти, такі як нейтронні зорі й чорні діри, про такі події, як вибухи наднових і процесів, включаючи властивості раннього всесвіту незабаром після того, як стався великий вибух.

Гравітаційні хвилі мають теоретичну базу, засновану на теорії відносності. Вони були вперше передбачені Ейнштейном 1916 року; навіть хоча вони лише конкретний наслідок загальної теорії відносності, та вони є спільною рисою всіх теорій гравітації, які підкоряються спеціальній теорії відносності.[3] Непрямі дані підтвердження їх існування вперше з’явилися 1974 року з вимірювань подвійної зоряної системи Галса-Тейлора PSR B1913+16, чия орбіта змінюється саме так, як і слід було очікувати у випадку випромінювання гравітаційних хвиль.[4] Рассел Галс і Джозеф Тейлор були нагороджені 1993 року Нобелівською премією з фізики за це відкриття.[5] Згодом спостерігалося багато пульсарів у подвійних системах (включаючи одну систему подвійних пульсарів PSR J0737−3039), і поведінка їх усіх узгоджувалася з передбаченою теорією гравітаційних хвиль.[6]

11 лютого 2016 року було оголошено, що LIGO вперше безпосередньо спостерігав гравітаційні хвилі у вересні 2015 року.[7][8][9]

Спостереження

[ред. | ред. код]
Криві шуму для вибору детекторів гравітаційних хвиль залежно від частоти. На дуже низьких частотах працюють масиви пульсацій пульсарів (англ. Pulsar timing arrays), зокрема європейський EPTA (англ. European Pulsar Timing Array) і міжнародний IPTA (англ. International Pulsar Timing Array). На низьких частотах працюють космічні детектори такі, як раніше запропонована космічна антена лазерного інтерферометра — КАЛІ (англ. LISA), і її оновлений варіант — розвинута космічна антена лазерного інтерферометра — РКАЛІ (англ. eLISA), а на високих частотах працюють наземні детекторів, початковий лазерно-інтерферометрична гравітаційно-хвильова обсерваторія — ЛІГО (англ. LIGO) і її вдосконалений варіант настройки — ВЛІГО (англ. aLIGO). Характеристична деформація-напруженість потенційних астрофізичних джерел також показана. Щоб можна було виявити сигнал, його характеристична деформація-напруженість повинна бути вище кривої шуму.[10]

Звичайні частоти гравітаційних хвиль дуже низькі і тому їх набагато важче виявити, у той час як хвилі з вищими частотами трапляються під час драматичніших подій, і, таким чином, вони стали першими спостережуваними хвилями.

Високочастотні

[ред. | ред. код]

У 2015-2016 роках, проект LIGO був першим, в якому безпосередньо спостерігалися гравітаційні хвилі за допомогою лазерних інтерферометрів.[11][12] Детектори LIGO спостерігали гравітаційні хвилі від злиття двох чорних дір зоряної маси, що узгоджувалися з передбаченнями загальної теорії відносності. Ці спостереження показали існування подвійних систем чорних дір зоряної маси, і стали першим прямим виявленням гравітаційних хвиль і першим спостереженням процесу злиття подвійної системи чорних дір.[13] Це відкриття було охарактеризоване як революційне для науки через перевірку нашої здатності використовувати гравітаційно-хвильову астрономію для прогресу в нашому пошуку і дослідженні темної матерії і Великого вибуху.

Існують декілька поточних наукових співробітництв для спостереження гравітаційних хвиль. Існує всесвітня мережа наземних детекторів, це кілометрових лазерних інтерферометрів в тому числі: лазерно-інтерферометрична гравітаційно-хвильова обсерваторія (LIGO), спільний проект Массачусетського технологічного інституту, Каліфорнійського технологічного інституту і вчених Наукового співробітництва LIGO з детекторами в Лівінгстоні, штат Луїзіана і на місці Генфордського комплексу; Virgo, в Європейській гравітаційній обсерваторії[en], в муніципалітеті Кашина поблизу Пізи в Італії; GEO600 в Зарштедті, поблизу Ганновера в Німеччині, і Каміокський детектор гравітаційних хвиль (KAGRA), яким керує Токійський університет в Каміокській обсерваторії, в підземеллі шахти Мозумі в Каміокській частині міста Хіда (Ґіфу) у префектурі Ґіфу в Японії. LIGO і Virgo модернізують 2016 року до їх поліпшених конфігурацій. Поліпшений детектор LIGO почав спостереження 2015 року, виявивши гравітаційні хвилі попри те, що на той час ще не досяг максимуму своєї чутливості; очікується, що поліпшений детектор Virgo почне спостереження 2016 року. Модернізацію детектора KAGRA заплановано на 2018 рік. GEO600 в даний час працює, але його чутливість робить малоймовірним можливість детектування хвиль; його основною метою є випробування технології.

Низькочастотні

[ред. | ред. код]

Альтернативний засіб спостереження — це використання масивів пульсацій пульсару. Є три консорціуми, європейський масив пульсацій пульсарів (EPTA), Північноамериканська наногерцна обсерваторія гравітаційних хвиль (NANOGrav) і Радіотелескоп Parkes, які всі разом співпрацюють як міжнародний масив пульсацій пульсарів (IPTA). Вони використовують існуючі радіотелескопи, але оскільки вони чутливі до частот в наногерцному діапазоні, для виявлення сигналу потрібно багато років спостереження, а чутливість детектора поліпшується поступово. Поточні оцінки наближаються до очікуваних для астрофізичних джерел[14]

Середньочастотні

[ред. | ред. код]

Крім того, в майбутньому, існує можливість застосування космічних детекторів. Європейське космічне агентство вибрало гравітаційно-хвильову місію як її місію L3, із запуском 2034 року, поточною концепцією є розвинута космічна антена лазерного інтерферометра — РКАЛІ (eLISA).[15] Також на стадії розробки перебуває японська децигерцно-інтерферометрична гравітаційно-хвильова обсерваторія (DECIGO).

Науковий потенціал

[ред. | ред. код]

Астрономія традиційно покладалася на електромагнітне випромінювання. Астрономія виникла з астрономії видимого світла[en] і з того, що можна було побачити неозброєним оком. Із розвитком технологій, стало можливим спостерігати інші частини електромагнітного спектра, починаючи з радіо випромінювання аж до гамма-променів. Кожна нова смуга частот давала новий погляд на Всесвіт і провіщувала нові відкриття.[16] Наприкінці 20-го століття, реєстрація сонячних нейтрино заснувало нову галузь нейтринної астрономії, що дає уявлення про раніше невидимі явища, такі, як внутрішні процеси, які відбуваються всередині Сонця.[17][18] Спостереження гравітаційних хвиль забезпечують додаткові способи проведення астрофізичних спостережень.

Гравітаційні хвилі забезпечують доповнювальну інформацію до тієї, яка отримана іншими засобами. Комбінуючи спостереження однієї події з використанням різних засобів, можна отримати більш повне уявлення про властивості джерела. Це відоме як багато-передавачна астрономія. Гравітаційні хвилі також можна використовувати для спостереження систем, які є невидимими (або які майже неможливо виявити), щоб виміряти їх будь-якими іншими засобами, наприклад, вони забезпечують унікальний метод вимірювання властивостей чорних дір.

Гравітаційні хвилі можуть випромінюватися багатьма системами, але, для того, щоб створити сигнал, який можна виявити, джерело має складатися з дуже масивних об'єктів, що рухаються із швидкістю, близькою до швидкості світла. Основним джерелом є подвійні системи з двох компактних об'єктів. Приклади таких систем:

  • Компактні подвійні системи, що складаються з двох об'єктів зоряних мас, що обертаються близько один до одного, такі як білі карлики, нейтронні зорі або чорні діри. Ширші подвійні системи, які мають нижчі орбітальні частоти, є джерелом для детекторів, таких як LISA.[19][20] Ближчі подвійні системи формують сигнал для наземних детекторів, таких як LIGO.[21] Наземні детектори потенційно можуть виявити подвійні системи, що містять чорну діру середньої маси або кілька сотень сонячних мас.[22][23]
  • Подвійні системи надмасивних чорних дір, що складаються з двох чорних дір з масами 105–109 мас Сонця. Надмасивні чорні діри перебувають у центрах галактик. Коли галактики зливаються, то очікується, що їхні центральні надмасивні чорні діри теж зливаються.[24] Вони є потенційно найгучнішими гравітаційно-хвильовими сигналами. Наймасивніші подвійні системи є джерелом для масивів пульсацій пульсарів.[25] Менш масивні подвійні системи (близько мільйона мас Сонця) є джерелом для космічних детекторів, таких як LISA.[26]
  • Системи екстремального масового співвідношення компактного об'єкта зоряної маси, що обертається навколо надмасивної чорної діри. Вони є джерелами для детекторів, таких як LISA.[26] Системи з високим ексцентриситетом орбіти створюють вибух гравітаційного випромінювання, оскільки вони проходять через перицентр;[27] Системи з майже круговими орбітами, які, як очікується, будуть спостерігатися в кінці орбітального зближення, випромінюють неперервний спектр у межах смуги частот детектора LISA.[28] Орбітальне зближення екстремального масового співвідношення можна спостерігати на прикладі багатьох орбіт. Це робить їх чудовими зондами фонової геометрії простору-часу, що дозволяють виконати точні випробування загальної теорії відносності.[29]

На додачу до подвійних систем, є й інші потенційні джерела:

  • Наднові генерують високочастотні сплески гравітаційних хвиль, які можуть бути виявлені за допомогою LIGO або Virgo.[30]
  • Нейтронні зірки, що обертаються, є джерелом безперервних високочастотних хвиль, якщо вони мають осьову асиметрію.[31][32]
  • Ранні процеси всесвіту, такі як інфляція або фазовий перехід.[33]
  • Космічні струни, якщо вони існують, також можуть випромінювати гравітаційне випромінювання.[34] Виявлення таких гравітаційних хвиль підтвердить існування космічних струн.

Гравітаційні хвилі слабо взаємодіють з речовиною. Це причина, чому їх важко виявити. Це також означає, що вони можуть вільно подорожувати по Всесвіту, а не бути поглинутими або розсіяними подібно до електромагнітного випромінювання. Таким чином, можна побачити центр щільних систем, як осердя наднової, або Галактичного Центру. Крім того, можна бачити більш далекі події в минулому, ніж використовуючи електромагнітне випромінювання, як ранній Всесвіт був непрозорим до світла перед рекомбінацією, але прозорим для гравітаційних хвиль.

Здатність гравітаційних хвиль вільно проходити крізь речовину також означає, що гравітаційно-хвильовий детектори, на відміну від звичайних телескопів, не обмежені полем зору, а спостерігають все небо. Однак детектори чутливіші у деяких напрямках, ніж інших, що є однією з причин, чому вигідно мати мережу детекторів.[35]

Під час космічної інфляції

[ред. | ред. код]

Космічна інфляція, гіпотетичний період, коли Всесвіт швидко розширювався під час 10−36 секунди після того, як стався Великий вибух, дав би підвищення гравітаційних хвиль; вони б залишили характерний слід у поляризації реліктового випромінювання.[36][37] Можна розрахувати властивості первинних гравітаційних хвиль за вимірюваннями мікрохвильового випромінювання, і використовувати це, щоб дізнатися про ранній Всесвіт. Знову ж таки, гравітаційні хвилі безпосередньо не виявлені, але їх наявність має бути виведена з інших астрономічних методів.

Розвиток

[ред. | ред. код]
Кімната управління LIGO у Генфорді

Як молода галузь досліджень, гравітаційно-хвильова астрономія перебуває в стадії розвитку; проте, існує консенсус в рамках астрофізичної спільноти, що ця галузь буде продовжувати розвиватися, щоб стати визнаною компонентою багато-передавачної астрономії 21-го століття. Гравітаційно-хвильові спостереження доповнюють спостереження електромагнітного спектру.[38][39] Ці хвилі також обіцяють дати інформацію, яку не можливо отримати за допомогою виявлення та аналізу електромагнітних хвиль. Електромагнітні хвилі можуть поглинатися і повторно випромінюватися, що ускладнює процес отримання інформації про джерело. Гравітаційні хвилі, тим не менше, тільки слабо взаємодіють з речовиною, а це означає, що вони не розсіюються або поглинаються. Це повинно дозволити астрономам побачити новими способами центр наднової, зіркових туманностей, і навіть зіткнення галактичних ядер.

Наземні детектори дають нову інформацію про фазу орбітального зближення і злиття подвійних чорних зір зоряної маси, і про подвійні системи, що складаються з однієї такої чорної діри та нейтронної зорі (що також мали б викликати гамма-сплески). Вони також можуть виявити сигнали від колапсу ядра наднової і від періодичних джерел, таких як пульсари з малими деформаціями. Якщо гіпотеза про деякі види фазових переходів або завихрені сплески з довгих космічних струн у дуже ранньому Всесвіті (в космічному часі близько 10−25 секунди) правдива, їх також можна буде виявити.[40] Космічні детектори, такі, як LISA, мають виявляти об'єкти, такі як подвійні системи двох білих карликів і зір типу AM Гончих Псів (де відбувається акреція бідної на гідроген речовини з компактної маломасивної гелієвої зорі на білий карлик), а також спостерігати за злиттям надмасивних чорних дір і орбітальним зближенням невеликих об'єктів (між одним і тисячами сонячних мас) в такі чорні діри. LISA також повинна мати можливість слухати той же вид джерел з раннього Всесвіту, як наземні детектори, але на нижчих частотах і зі значно більшою чутливістю.[41]

Виявлення емітованих гравітаційних хвиль є важким завданням. Воно включає в себе ультрастабільні високоякісні лазери і детектори відкалібровані з чутливістю щонайменше 2·10−22 Hz-1/2, як показано на наземному детекторі, GEO600.[42] Крім того, було запропоновано, що навіть з великих астрономічних подій, таких як вибухи наднових, ці хвилі можуть зменшитись до надзвичайно малих вібрацій розміром з діаметр атома[43]

Примітки

[ред. | ред. код]
  1. ↑ Peters, P.; Mathews, J. (1963). Gravitational Radiation from Point Masses in a Keplerian Orbit. Physical Review. 131 (1): 435—440. Bibcode:1963PhRv..131..435P. doi:10.1103/PhysRev.131.435.
  2. ↑ Peters, P. (1964). Gravitational Radiation and the Motion of Two Point Masses. Physical Review. 136 (4B): B1224—B1232. Bibcode:1964PhRv..136.1224P. doi:10.1103/PhysRev.136.B1224.
  3. ↑ Schutz, Bernard F. (1984). Gravitational waves on the back of an envelope. American Journal of Physics. 52 (5): 412. Bibcode:1984AmJPh..52..412S. doi:10.1119/1.13627.
  4. ↑ Hulse, R. A.; Taylor, J. H. (1975). Discovery of a pulsar in a binary system. The Astrophysical Journal. 195: L51. Bibcode:1975ApJ...195L..51H. doi:10.1086/181708.
  5. ↑ The Nobel Prize in Physics 1993. Nobel Foundation. Архів оригіналу за 14 жовтня 2013. Процитовано 3 травня 2014. {{cite web}}: Cite має пустий невідомий параметр: |DUPLICATE_accessdate= (довідка)
  6. ↑ Stairs, Ingrid H. (2003). Testing General Relativity with Pulsar Timing. Living Reviews in Relativity. 6: 5. arXiv:astro-ph/0307536. Bibcode:2003LRR.....6....5S. doi:10.12942/lrr-2003-5.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  7. ↑ Abbott, Benjamin P. (2016). Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger. Phys. Rev. Lett. 116 (6): 061102. arXiv:1602.03837. doi:10.1103/PhysRevLett.116.061102. Архів оригіналу за 25 жовтня 2019. Процитовано 7 квітня 2016.
  8. ↑ Castelvecchi, Davide; Witze, Alexandra (11 лютого 2016). Einstein's gravitational waves found at last. Nature News. doi:10.1038/nature.2016.19361. Архів оригіналу за 9 вересня 2019. Процитовано 11 лютого 2016.
  9. ↑ The Editorial Board (16 лютого 2016). The Chirp Heard Across the Universe. New York Times. Архів оригіналу за 24 грудня 2018. Процитовано 16 лютого 2016.
  10. ↑ Moore, Christopher; Cole, Robert; Berry, Christopher (19 липня 2013). Gravitational Wave Detectors and Sources. Архів оригіналу за 29 грудня 2014. Процитовано 17 квітня 2014.
  11. ↑ Overbye, Dennis (11 лютого 2016). Physicists Detect Gravitational Waves, Proving Einstein Right. New York Times. Архів оригіналу за 15 лютого 2016. Процитовано 11 лютого 2016.
  12. ↑ Krauss, Lawrence (11 лютого 2016). Finding Beauty in the Darkness. New York Times. Архів оригіналу за 12 квітня 2019. Процитовано 11 лютого 2016.
  13. ↑ Abbott, B. P.; Abbott, R.; Abbott, T. D.; Abernathy, M. R.; Acernese, F.; Ackley, K.; Adams, C.; Adams, T.; Addesso, P. (11 лютого 2016). Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger. Physical Review Letters (англ.). 116 (6). doi:10.1103/PhysRevLett.116.061102. ISSN 0031-9007.
  14. ↑ Sesana, A. (22 травня 2013). Systematic investigation of the expected gravitational wave signal from supermassive black hole binaries in the pulsar timing band. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 433 (1): L1—L5. arXiv:1211.5375. Bibcode:2013MNRAS.433L...1S. doi:10.1093/mnrasl/slt034.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  15. ↑ ESA's new vision to study the invisible universe. ESA. Архів оригіналу за 14 жовтня 2018. Процитовано 29 листопада 2013.
  16. ↑ Longair, Malcolm (2012). Cosmic century: a history of astrophysics and cosmology. Cambridge University Press. ISBN 1107669367.
  17. ↑ Bahcall, John N. (1989). Neutrino Astrophysics (вид. Reprinted.). Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 052137975X.
  18. ↑ Bahcall, John (9 червня 2000). How the Sun Shines. Нобелівська премія. Архів оригіналу за 20 квітня 2014. Процитовано 10 травня 2014.
  19. ↑ Nelemans, Gijs (7 травня 2009). The Galactic gravitational wave foreground. Classical and Quantum Gravity. 26 (9): 094030. arXiv:0901.1778. Bibcode:2009CQGra..26i4030N. doi:10.1088/0264-9381/26/9/094030.
  20. ↑ Stroeer, A; Vecchio, A (7 жовтня 2006). The LISA verification binaries. Classical and Quantum Gravity. 23 (19): S809—S817. arXiv:astro-ph/0605227. Bibcode:2006CQGra..23S.809S. doi:10.1088/0264-9381/23/19/S19.
  21. ↑ Abadie, J; Abbott, R.; Abernathy, M.; Accadia, T.; Acernese, F.; Adams, C.; Adhikari, R.; Ajith, P.; Allen, B.; Allen, G.; Amador Ceron, E.; Amin, R. S.; Anderson, S. B.; Anderson, W. G.; Antonucci, F.; Aoudia, S.; Arain, M. A.; Araya, M.; Aronsson, M.; Arun, K. G.; Aso, Y.; Aston, S.; Astone, P.; Atkinson, D. E.; Aufmuth, P.; Aulbert, C.; Babak, S.; Baker, P. та ін. (7 вересня 2010). Predictions for the rates of compact binary coalescences observable by ground-based gravitational-wave detectors. Classical and Quantum Gravity. 27 (17): 173001. arXiv:1003.2480. Bibcode:2010CQGra..27q3001A. doi:10.1088/0264-9381/27/17/173001. {{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у: |author2= (довідка)
  22. ↑ Measuring Intermediate-Mass Black-Hole Binaries with Advanced Gravitational Wave Detectors. Gravitational Physics Group. University of Birmingham. Архів оригіналу за 30 грудня 2019. Процитовано 28 листопада 2015.
  23. ↑ Observing the invisible collisions of intermediate mass black holes. LIGO Scientific Collaboration. Архів оригіналу за 12 лютого 2019. Процитовано 28 листопада 2015.
  24. ↑ Volonteri, Marta; Haardt, Francesco; Madau, Piero (10 січня 2003). The Assembly and Merging History of Supermassive Black Holes in Hierarchical Models of Galaxy Formation. The Astrophysical Journal. 582 (2): 559—573. arXiv:astro-ph/0207276. Bibcode:2003ApJ...582..559V. doi:10.1086/344675.
  25. ↑ Sesana, A.; Vecchio, A.; Colacino, C. N. (11 жовтня 2008). The stochastic gravitational-wave background from massive black hole binary systems: implications for observations with Pulsar Timing Arrays. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 390 (1): 192—209. arXiv:0804.4476. Bibcode:2008MNRAS.390..192S. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13682.x.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  26. ↑ а б Amaro-Seoane, Pau; Aoudia, Sofiane; Babak, Stanislav; Binétruy, Pierre; Berti, Emanuele; Bohé, Alejandro; Caprini, Chiara; Colpi, Monica; Cornish, Neil J; Danzmann, Karsten; Dufaux, Jean-François; Gair, Jonathan; Jennrich, Oliver; Jetzer, Philippe; Klein, Antoine; Lang, Ryan N; Lobo, Alberto; Littenberg, Tyson; McWilliams, Sean T; Nelemans, Gijs; Petiteau, Antoine; Porter, Edward K; Schutz, Bernard F; Sesana, Alberto; Stebbins, Robin; Sumner, Tim; Vallisneri, Michele; Vitale, Stefano; Volonteri, Marta; Ward, Henry; Babak, Stanislav; Binétruy, Pierre; Berti, Emanuele; Bohé, Alejandro; Caprini, Chiara; Colpi, Monica; Cornish, Neil J.; Danzmann, Karsten; Dufaux, Jean-François; Gair, Jonathan; Jennrich, Oliver; Jetzer, Philippe; Klein, Antoine; Lang, Ryan N.; Lobo, Alberto; Littenberg, Tyson; McWilliams, Sean T.; Nelemans, Gijs; Petiteau, Antoine; Porter, Edward K.; Schutz, Bernard F.; Sesana, Alberto; Stebbins, Robin; Sumner, Tim; Vallisneri, Michele; Vitale, Stefano; Volonteri, Marta; Ward, Henry (21 червня 2012). Low-frequency gravitational-wave science with eLISA/NGO. Classical and Quantum Gravity. 29 (12): 124016. arXiv:1202.0839. Bibcode:2012CQGra..29l4016A. doi:10.1088/0264-9381/29/12/124016.
  27. ↑ Berry, C. P. L.; Gair, J. R. (12 грудня 2012). Observing the Galaxy's massive black hole with gravitational wave bursts. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 429 (1): 589—612. arXiv:1210.2778. Bibcode:2013MNRAS.429..589B. doi:10.1093/mnras/sts360.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  28. ↑ Amaro-Seoane, Pau; Gair, Jonathan R; Freitag, Marc; Miller, M Coleman; Mandel, Ilya; Cutler, Curt J; Babak, Stanislav (7 вересня 2007). Intermediate and extreme mass-ratio inspirals—astrophysics, science applications and detection using LISA. Classical and Quantum Gravity. 24 (17): R113—R169. arXiv:astro-ph/0703495. Bibcode:2007CQGra..24R.113A. doi:10.1088/0264-9381/24/17/R01.
  29. ↑ Gair, Jonathan; Vallisneri, Michele; Larson, Shane L.; Baker, John G. (2013). Testing General Relativity with Low-Frequency, Space-Based Gravitational-Wave Detectors. Living Reviews in Relativity. 16: 7. arXiv:1212.5575. Bibcode:2013LRR....16....7G. doi:10.12942/lrr-2013-7.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  30. ↑ Kotake, Kei; Sato, Katsuhiko; Takahashi, Keitaro (1 квітня 2006). Explosion mechanism, neutrino burst and gravitational wave in core-collapse supernovae. Reports on Progress in Physics. 69 (4): 971—1143. arXiv:astro-ph/0509456. Bibcode:2006RPPh...69..971K. doi:10.1088/0034-4885/69/4/R03.
  31. ↑ Abbott, B.; Adhikari, R.; Agresti, J.; Ajith, P.; Allen, B.; Amin, R.; Anderson, S.; Anderson, W.; Arain, M.; Araya, M.; Armandula, H.; Ashley, M.; Aston, S; Aufmuth, P.; Aulbert, C.; Babak, S.; Ballmer, S.; Bantilan, H.; Barish, B.; Barker, C.; Barker, D.; Barr, B.; Barriga, P.; Barton, M.; Bayer, K.; Belczynski, K.; Berukoff, S.; Betzwieser, J. та ін. (2007). Searches for periodic gravitational waves from unknown isolated sources and Scorpius X-1: Results from the second LIGO science run. Physical Review D. 76 (8): 082001. arXiv:gr-qc/0605028. Bibcode:2007PhRvD..76h2001A. doi:10.1103/PhysRevD.76.082001. {{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у: |author2= (довідка)
  32. ↑ Searching for the youngest neutron stars in the galaxy. LIGO Scientific Collaboration. Архів оригіналу за 12 лютого 2019. Процитовано 28 листопада 2015.
  33. ↑ Binétruy, Pierre; Bohé, Alejandro; Caprini, Chiara; Dufaux, Jean-François (13 червня 2012). Cosmological backgrounds of gravitational waves and eLISA/NGO: phase transitions, cosmic strings and other sources. Journal of Cosmology and Astroparticle Physics. 2012 (6): 027—027. arXiv:1201.0983. Bibcode:2012JCAP...06..027B. doi:10.1088/1475-7516/2012/06/027.
  34. ↑ Damour, Thibault; Vilenkin, Alexander (2005). Gravitational radiation from cosmic (super)strings: Bursts, stochastic background, and observational windows. Physical Review D. 71 (6): 063510. arXiv:hep-th/0410222. Bibcode:2005PhRvD..71f3510D. doi:10.1103/PhysRevD.71.063510.
  35. ↑ Schutz, Bernard F (21 червня 2011). Networks of gravitational wave detectors and three figures of merit. Classical and Quantum Gravity. 28 (12): 125023. arXiv:1102.5421. Bibcode:2011CQGra..28l5023S. doi:10.1088/0264-9381/28/12/125023.
  36. ↑ Hu, Wayne; White, Martin (1997). A CMB polarization primer. New Astronomy. 2 (4): 323—344. arXiv:astro-ph/9706147. Bibcode:1997NewA....2..323H. doi:10.1016/S1384-1076(97)00022-5.
  37. ↑ Kamionkowski, Marc; Stebbins, Albert; Stebbins, Albert (1997). Statistics of cosmic microwave background polarization. Physical Review D. 55 (12): 7368—7388. arXiv:astro-ph/9611125. Bibcode:1997PhRvD..55.7368K. doi:10.1103/PhysRevD.55.7368.
  38. ↑ Price, Larry (September 2015). Looking for the Afterglow: The LIGO Perspective (PDF). LIGO Magazine (7): 10. Архів оригіналу (PDF) за 17 листопада 2015. Процитовано 28 листопада 2015.
  39. ↑ PLANNING FOR A BRIGHT TOMORROW: PROSPECTS FOR GRAVITATIONAL-WAVE ASTRONOMY WITH ADVANCED LIGO AND ADVANCED VIRGO. LIGO Scientific Collaboration. Архів оригіналу за 26 грудня 2018. Процитовано 31 грудня 2015.
  40. ↑ See Cutler та Thorne, 2002, sec. 2.
  41. ↑ See Cutler та Thorne, 2002, sec. 3.
  42. ↑ See Seifert F., et al., 2006, sec. 5.
  43. ↑ See Golm та Potsdam, 2013, sec. 4.

Подальше читання

[ред. | ред. код]

Посилання

[ред. | ред. код]
Отримано з https://uk.wikipedia.org/wiki/Гравітаційно-хвильова_астрономія