Международное научное сообщество LIGO (англ.LIGO Scientific Collaboration, LSC) представляет собой растущую с каждым годом группу исследователей: около 40 научно-исследовательских институтов и 600 отдельных учёных работают над анализом данных, поступающих с LIGO и других обсерваторий. В составе коллаборации работают и две научные группы из России: группа В. П. Митрофанова (Кафедра физики колебаний Физического факультетаМГУ, Москва) и группа академика РАН А. М. Сергеева (Институт прикладной физики РАН, Нижний Новгород).
11 февраля 2016 года коллаборации LIGO и VIRGO объявили об обнаружении гравитационных волн, произошедшем 14 сентября 2015 года на установках LIGO[2], обнаруженный сигнал исходил от слияния двух чёрных дыр массами 36 и 29 солнечных масс на расстоянии около 1,3 млрд световых лет от Земли, при этом три солнечных массы ушли на излучение[3][4][5].
Главная задача LIGO — экспериментальное обнаружение гравитационных волн космического происхождения. Эти волны впервые были предсказаны в общей теории относительностиЭйнштейна в 1916 году, когда ещё не существовало технологий, необходимых для их обнаружения. Их существование было косвенно доказано (Stairs, I. H. (2003) Testing general relativity with pulsar timing. Liv. Rev. Relativity 6, 5; Lorimer, D. R. (2008) Binary and millisecond pulsars. Liv. Rev. Relativity 11, 8) при изучении пульсара PSR B1913+16 (за открытие пульсара учёные были награждены Нобелевской премией по физике 1993 года).
В августе 2002 года обсерватория LIGO начала наблюдение гравитационных волн. Как предполагается, их можно наблюдать в двойных системах (столкновения и взаимодействия нейтронных звёзд и чёрных дыр), при взрывах сверхновых звёзд, вблизи пульсаров и в остатках гравитационного излучения, порождённого Большим взрывом.
Теоретически обсерватория может исследовать и такие гипотетические явления как космические струны и границы доменов (англ.Domain wall, границы, разделяющие регионы двух возможных минимумов потенциальной энергии (вакуумов)).
Северный детектор (х-рукав) интерферометра в ХэнфордеПринцип детектирования[комм. 1]
LIGO состоит из двух обсерваторий: в Ливингстоне (штат Луизиана)[6] и в Хэнфорде (штат Вашингтон)[7], 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[3].
Луч лазера вначале проходит через одностороннее зеркало, которое пропускает луч от лазера и отражает луч, возвращающийся из интерферометра, таким образом являясь рециркулятором мощности и позволяя вместо 750-киловаттного лазера использовать 200-ваттный. Затем луч входит в интерферометр и разделяется светоделителем на два луча, каждый из которых направляется в соответствующее плечо интерферометра и проходит резонатор Фабри-Перо около 280 раз, многократно отражаясь в конце и начале плеча, что значительно повышает чувствительность интерферометра. Затем лучи из двух плеч складываются в фотодетекторе, и разность хода между ними вызывает изменение тока в детекторе[3].
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.
Вы можете помочь проекту, обновив её и убрав после этого данный шаблон.
Предполагается серия улучшений обсерватории. К 2014 году планировалось достичь на порядок лучшей чувствительности, чем в действующих в настоящее время[когда?] антеннах.[15]
LISA
LISA (англ.Laser Interferometer Space Antenna, космическая антенна, использующая принцип лазерного интерферометра) — совместный проект НАСА и ЕКА, который планируется объединить с LIGO в исследовании гравитационных волн. Обсерватории будут воспринимать гравитационные волны на разных частотах (частота волн, воспринимаемых LISA, на четыре — пять порядков ниже, чем у LIGO), поэтому полученные данные будут взаимодополняться.
↑Фактические данные на 2015 год. Согласно официальному источникуАрхивная копия от 15 апреля 2016 на Wayback Machine, в будущем перед рециркулятором мощности лазерный луч будет иметь мощность 200 ватт, а не 20 ватт, как на рисунке, кроме того, согласно тому же источникуАрхивная копия от 19 апреля 2016 на Wayback Machine, циркулирующая мощность будет равна 750 киловатт, а не 100 киловатт, как на рисунке.
