wd wp Пошук: ⬜

LIGO

LIGO (англ.: Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) — лазерна-інтэрфераметрычная гравітацыйна-хвалевая абсерваторыя. Праект быў прапанаваны ў 1992 годзе Кіпам Торнам, Рональдам Дрыверам з Каліфарнійскага тэхналагічнага інстытута і Райнэрам Вайсам з Масачусецкага тэхналагічнага інстытута. Праект фінансуецца амерыканскім Нацыянальным навуковым фондам. Дасягаючы па кошце 365 мільёнаў даляраў, гэты праект з’яўляецца самым амбіцыйным сярод усіх, які калі-небудзь фінансаваліся фондам. Міжнародная Навуковая Супольнасць LIGO (англ.: LIGO Scientific Collaboration, LSC) прадстаўляе сабой групу даследчыкаў, якая расце з кожным годам: каля 40 навукова-даследчых інстытутаў і 600 асобных вучоных, працуюць над аналізам дадзеных, якія паступаюць з LIGO і іншых абсерваторый.

Мэты і задачы

Галоўная задача LIGO — эксперыментальнае выяўленне гравітацыйных хваляў касмічнага паходжання. Гэтыя хвалі ўпершыню былі прадказана ў агульнай тэорыі адноснасці Эйнштэйна ў 1916 годзе, калі яшчэ не існавала тэхналогій, неабходных для іх выяўлення. Упершыню іх існаванне было ўскосна даказана Р. Халсам і Дж. Тэйларам пры вывучэнні пульсара PSR B1913 +16. За гэтае адкрыццё яны былі ўзнагароджаны Нобелеўскай прэміяй па фізіцы ў 1993 годзе.

У жніўні 2002 абсерваторыя LIGO пачатку назіранне гравітацыйных хваль. Іх можна назіраць у падвойных сістэмах (сутыкнення і ўзаемадзеяння нейтронных зорак і чорных дзірак), пры выбухах звышновых зорак, паблізу пульсараў і ў рэштках гравітацыйнага выпраменьвання, спароджанага Вялікім выбухам. Тэарэтычна абсерваторыя можа даследаваць і такія гіпатэтычныя з’явы як касмічныя струны і межы даменаў (англ.: Domain wall, межы, якія падзяляюць рэгіёны двух магчымых мінімумаў патэнцыйнай энергіі (вакуум)).

Абсерваторыя удзельнічае ў праекце Einstein@Home.

Абсерваторыі

LIGO складаецца з двух абсерваторый: у Лівінгстане (штат Луізіяна) [1] і ў Хэнфардзе [2], аддаленых адзін ад аднаго на 3002 кіламетры. Паколькі хуткасць распаўсюджвання гравітацыйных хваль, як чакаюць, роўная хуткасці святла, гэтая адлегласць дае розніцу ў 10 мілісекунд, якая дасць магчымасць вызначыць кірунак на крыніцу зарэгістраванага сігналу.

Асноўны элемент кожнай абсерваторыі — Г-вобразная сістэма, якая складаецца з двух чатырохкіламетровых плячэй з высокім вакуумам ўнутры. Усярэдзіне такой сістэмы усталёўваецца інтэрферометры Майкельсана, у кожным з плеч якога дзякуючы дадатковым люстэркам ўтвараюцца рэзанатары Фабры-Пяро.

Адначасова з асноўным інтэрферометрам можа быць выкарыстаны «малы» інтэрферометр. Даўжыня пляча такога інтэрферометра удвая менш (2 кіламетры), а рэзкасці рэзанатараў Фабры-Пяро ў плячах тыя ж, што і ў асноўнага інтэрферометра, што адпавядае удвая менш часу згасання. З-за памяншэння часу звону, тэарэтычна разлічаная адчувальнасць малога інтэрферометра супадае з адчувальнасцю асноўнага інтэрферометра на частотах вышэй за 200 Гц, але ўдвая горш на нізкіх частотах.

Абсерваторыя ў Лівінгстана працуе з адным інтэрферометрам у асноўным рэжыме. У 2004 годзе гэты інтэрферометр быў паспяхова ўдасканалены з дапамогай ўстаноўкі заснаванай на гідраўлічных акцюатарах актыўнай сістэмы механічнага шумапрыглушэння. Такая сістэма забяспечвае паслабленне вібрацый на частотах 0,1-5 Гц на парадак. У гэтай паласе сейсмічныя вібрацыі абумоўлены, у асноўным, мікросейсмічнымі хвалямі і антрапагеннымі крыніцамі (дарожным рухам, лесанарыхтоўкамі і інш)

У Хэнфардскай абсерваторыі разам з інтэрферометрамі, ідэнтычным Лівінгстанскім, выкарыстоўваюць таксама ўдвая меншы інтэрферометры. Дзякуючы абмежаванай сейсмічнай актыўнасці ў Паўднёва-ўсходнім Вашынгтоне, у Хэнфардзе дапушчальна было працягваць выкарыстоўваць пасіўную сістэму шумапрыглушэння.

Гісторыя навуковых запускаў [3]

• 23 жніўня 2002 года — 9 верасня 2002 г. (кодавае пазначэнне «S1»);
• 14 лютага 2003 — 14 красавіка 2003 г. («S2»);
• 31 кастрычніка 2003 — 9 студзеня 2004 («S3»);
• 22 лютага 2005 г. — 23 сакавіка 2005 («S4»);
• 4 лістапада 2005 года — жнівень 2007 г. («S5»).
• 7 ліпеня 2009 г. — 20 кастрычніка 2010 («S6»).

Праекты

Advanced LIGO

Мяркуецца серыя паляпшэнняў абсерваторыі. Да 2014 года плануецца дасягнуць на парадак лепшай адчувальнасці, чым у антэнах, якія дзейнічаюць у цяперашні час.[4]

LISA

LISA (англ.: Laser Interferometer Space Antenna, Касмічная антэна, якая выкарыстоўвае прынцып лазернага інтэрферометра) — сумесны праект НАСА і ЕКА, які плануецца аб’яднаць з LIGO ў даследаванні гравітацыйных хваль. Абсерваторыі будуць успрымаць гравітацыйныя хвалі на розных частотах (частата хваляў, успрыманых LISA, на чатыры — пяць парадкаў ніжэй, чым у LIGO), таму атрыманыя дадзеныя будуць ўзаемадапаўняльная.

Гл. таксама

• Дэтэктар гравітацыйных хваль
• Einstein@Home

Зноскі

1. ↑ Выгляд з космасу
2. ↑ Выгляд з космасу
3. ↑ M.Pitkin, S.Reid, S.Rowan, J.Hough, Gravitational Wave Detection by Interferometry
4. ↑ Advanced LIGO Архівавана 24 верасня 2013.

Літаратура

• B.P. Abbott et al. LIGO: the Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory. // Rep. Prog. Phys. — 2009. — Т. 72. — № 7. — С. 076901 (25pp).
• Торн К. Черные дыры и складки времени. Дерзкое наследие Эйнштейна, М.: Государственное издательство физико-математической литературы, 2009 г.

Спасылкі

• Афіцыйны сайт LIGO(англ.)
• Навуковая супольнасць LIGO (LSC)(англ.)
• Аніміраваны малюнак працы дэтэктара гравітацыйных хваляў Архівавана 5 сакавіка 2011.
• В поисках гравитационных волн. Проект LIGO

Тэмы гэтай старонкі (4):
Катэгорыя·Рэлятывісцкія і гравітацыйныя з’явы
Катэгорыя·Гравітацыя
Category:%D0%A1%D1%82%D0%B0%D1%80%D0%BE%D0%BD%D0%BA%D1%96 %D0%B7 %D0%BA%D0%B0%D1%80%D1%82%D0%B0%D0%BC%D1%96
Катэгорыя·Гравітацыйныя тэлескопы