Gravitatsion to‘lqinlar

Gravitatsion to‘lqinlar — gravitatsion maydondagi o‘zgarishlar bo‘lib, ular to‘lqinlar singari tarqaladi. Ularni harakatlanuvchi massalar nurlantiradi, biroq nurlanishdan so‘ng to‘lqinlar manbadan ajralib, shu massalardan mustaqil mavjud bo‘ladi. Matematik jihatdan ular fazo-vaqt metrikasining buzilishi bilan bog‘liq va «fazo-vaqtning mavjlanishi».

Umumiy nisbiylik nazariyasida va gravitatsiyaning boshqa ayrim nazariyalarida gravitatsion to‘lqinlar katta massali jismlarning o‘zgaruvchan tezlanish bilan harakatlanishi natijasida yuzaga keladi. Gravitatsion to‘lqinlar fazoda yorug‘lik tezligida erkin tarqaladi. Gravitatsion kuchlar (boshqa fundamental o‘zaro ta’sirlarga nisbatan) ancha zaif bo‘lgani sababli bu to‘lqinlarning ta’siri juda kichik va ularni qayd etish nihoyatda qiyin.

Gravitatsion to‘lqinlarning mavjudligi umumiy nisbiylik nazariyasi (UNN) tomonidan bashorat qilingan. Ular ilk bor 2015-yil sentabrida LIGO observatoriyasining ikkita bir xil detektori orqali bevosita aniqlangan. Bu detektorlar, ehtimol, ikkita qora tuynuk qo‘shilib, massasi kattaroq aylanuvchi bitta qora tuynuk hosil qilganda paydo bo‘lgan gravitatsion to‘lqinlarni qayd etgan. Bilvosita dalillar esa 1970-yillardan ma’lum edi: UNN gravitatsion to‘lqinlar nurlanishi hisobiga energiya yo‘qotilishi tufayli yaqin qo‘shaloq yulduz tizimlari bir-biriga yaqinlashish tezligini bashorat qiladi va bu kuzatuvlarga mos keladi. Nurlanish orqali energiya yo‘qotilishi tufayli yuz beradigan bu hodisa bilan birga, gravitatsion to‘lqinlarni bevosita qayd etish va ulardan astrofizik jarayonlar parametrlarini aniqlashda foydalanish zamonaviy fizika hamda astronomiyaning muhim vazifalaridan biridir.

UNN doirasida gravitatsion to‘lqinlar Eynshteyn tenglamalarining to‘lqin turidagi yechimlari bilan tavsiflanadi. Bu yechimlar yorug‘lik tezligida (chiziqli yaqinlashuvda) tarqaluvchi fazo-vaqt metrikasi buzilishlarini ifodalaydi. Buning namoyon bo‘lishlaridan biri — erkin harakatlanuvchi (ya’ni hech qanday kuch ta’siriga uchramaydigan) ikkita sinov massasi orasidagi masofaning davriy o‘zgarishidir. Gravitatsion to‘lqinning h amplitudasi o‘lchamsiz kattalik — masofaning nisbiy o‘zgarishidir. Astrofizik jismlar (masalan, bir-biriga yaqin qo‘shaloq tizimlar) va hodisalardan (o‘ta yangi yulduz portlashlari, neytron yulduzlar qo‘shilishi, yulduzlarning qora tuynuklar tomonidan yutilishi va hokazo) keladigan gravitatsion to‘lqinlarning Quyosh tizimida o‘lchanadigan, bashorat qilingan eng katta amplitudalari ham juda kichik (h=10⁻¹⁸—10⁻²³). Umumiy nisbiylik nazariyasiga ko‘ra, kuchsiz (chiziqli) gravitatsion to‘lqin energiya va impuls tashiydi, yorug‘lik tezligida harakatlanadi, ko‘ndalang hamda kvadrupolli bo‘ladi. U bir-biriga nisbatan 45° burchak ostida joylashgan ikkita mustaqil komponent bilan tavsiflanadi (ikki xil qutblanish).

Turli nazariyalar gravitatsion to‘lqinlarning tarqalish tezligini turlicha bashorat qiladi. Umumiy nisbiylik nazariyasida bu tezlik yorug‘lik tezligiga teng (chiziqli yaqinlashuvda). Gravitatsiyaning boshqa nazariyalarida esa u istalgan qiymatni, hatto cheksizlikkacha bo‘lgan qiymatni olishi mumkin. Gravitatsion to‘lqinlarning dastlabki qayd etilishi haqidagi ma’lumotlarga ko‘ra, ularning dispersiyasi massasi nolga teng graviton haqidagi tasavvurga mos kelgan, tezligi esa yorug‘lik tezligiga teng deb baholangan. LIGO tajribalari natijasiga ko‘ra, gravitatsion to‘lqinlarning tezligi 90 % ehtimollik bilan yorug‘lik tezligining 0,55 dan 1,42 baravarigacha bo‘lgan oraliqda deb baholangan.

Gravitatsion to‘lqinlarning davri millionlab yillarga teng bo‘lishi mumkin. Ularning chastotasi nanogers diapazonida o‘zgarishi mumkin.

Gravitatsion to‘lqinlarning tajribada aniqlanishi uchun fizika bo‘yicha Nobel mukofoti 2017-yilda berilgan.

Gravitatsion to‘lqinlarning hosil bo‘lishi

Gravitatsion to‘lqinlar nurlanadi — har qanday materiya asimmetrik tezlanish bilan harakatlanganda. Sezilarli amplitudali to‘lqin paydo bo‘lishi uchun nurlantiruvchi manbaning massasi nihoyatda katta va/yoki tezlanishi juda kuchli bo‘lishi zarur. Gravitatsion to‘lqin amplitudasi manbaning massasiga hamda tezlanishning birinchi hosilasiga to‘g‘ri mutanosib, ya’ni $\sim m \frac{d a}{d t}$ . Biroq biror jism tezlanish bilan harakatlansa, unga boshqa jism tomonidan kuch ta’sir etayotgan bo‘ladi. O‘z navbatida, ikkinchi jism ham teskari yo‘nalishdagi ta’sirni boshdan kechiradi (Nyutonning uchinchi qonuniga ko‘ra). Shu sababli m₁a₁ = − m₂a₂. Demak, ikki jism gravitatsion to‘lqinlarni juft holda nurlantiradi va interferensiya natijasida bu to‘lqinlar deyarli to‘liq o‘zaro so‘nadi. Shuning uchun umumiy nisbiylik nazariyasida gravitatsion nurlanish multipollik darajasiga ko‘ra kamida kvadrupolli nurlanish xususiyatiga ega. Bundan tashqari, norelyativistik manbalar uchun nurlanish intensivligi ifodasida kichik parametr mavjud: ${(\frac{r_{g} r^{2}}{(c T)^{3}})}^{2},$ bu yerda $r_{g}$ — gravitatsion radius nurlantiruvchi jismning radiusidir, r — uning xarakterli o‘lchami, T — harakatning xarakterli davri, c — vakuumdagi yorug‘lik tezligi.

Gravitatsion to‘lqinlarning eng kuchli manbalari quyidagilardir:

to‘qnashayotgan galaktikalar (ulkan massalar, juda kichik tezlanishlar);
gravitatsion kollapsga uchrayotgan qo‘shaloq tizimlarning ixcham jismlari (ancha katta massa bilan birga nihoyatda kuchli tezlanishlar). Buning alohida va eng qiziqarli holati — qo‘shilish neytron yulduzlarning o‘zaro qo‘shilishidir. Bunday tizimning gravitatsion to‘lqinlar ko‘rinishidagi yorqinligi tabiatda mumkin bo‘lgan eng yuqori Plank yorqinligiga yaqin bo‘ladi.

Ikki jismli tizim nurlantiradigan gravitatsion to‘lqinlar

Umumiy massa markazi atrofida aylana orbitalarda harakatlanayotgan ikkita jism

Gravitatsion bog‘langan, massalari m₁ va m₂ bo‘lgan ikkita jism norelyativistik tezlikda $(v ≪ c)$ umumiy massa markazi atrofida aylana orbitalarda (qarang: ikki jism masalasi), bir-biridan r masofada harakatlanib, gravitatsion to‘lqinlarni quyidagi quvvat bilan nurlantiradi (davr bo‘yicha o‘rtacha):

- \frac{𝑑 ℰ}{𝑑 𝑡} = \frac{32 G^{4} m_{1}^{2} m_{2}^{2} (m_{1} + m_{2})}{5 c^{5} r^{5}},

bu yerda G — — gravitatsion doimiy. Natijada tizim energiya yo‘qotadi, jismlar bir-biriga yaqinlashadi, ya’ni ular orasidagi masofa kamayadi. Jismlarning yaqinlashish tezligi:

\dot{r} = - \frac{64 G^{3} m_{1} m_{2} (m_{1} + m_{2})}{5 c^{5} r^{3}} .

Masalan, Quyosh tizimida eng kuchli gravitatsion nurlanish Yupiter va uning Io^{[manba 1538 kundan beri ko‘rsatilmagan]}. Bu nurlanish quvvati taxminan 224 kilovatt; Quyosh — Yupiter juftligi nurlantiradigan quvvat esa qariyb 5 kVt, Quyosh — Yer juftliginiki esa qariyb 200 Vt. Demak, Quyosh tizimining bir yilda gravitatsion nurlanishga sarflaydigan energiyasi jismlarning xarakterli kinetik energiyasiga nisbatan nihoyatda arzimasdir. Nurlanayotgan gravitatsion to‘lqinlarning chastotasi ikki jismli tizimning aylanish chastotasidan ikki baravar katta bo‘ladi.

Qo‘shaloq tizimning gravitatsion kollapsi

Har qanday qo‘shaloq yulduzning tarkibiy qismlari umumiy massa markazi atrofida aylanar ekan, gravitatsion to‘lqinlar nurlantirishi hisobiga energiya yo‘qotadi va oxir-oqibat birlashadi. Ammo oddiy, ixcham bo‘lmagan qo‘shaloq yulduzlarda bu jarayon juda uzoq, hatto hozirgi Koinot yoshidan ham ancha ko‘p vaqt davom etadi. Agar ixcham qo‘shaloq tizim ikkita neytron yulduzdan, qora tuynukdan yoki ularning kombinatsiyasidan iborat bo‘lsa, birlashish bir necha million yil ichida sodir bo‘lishi mumkin. Avval jismlar bir-biriga yaqinlashadi va ularning aylanish davri qisqaradi. So‘ng oxirgi bosqichda to‘qnashuv va nosimmetrik gravitatsion kollaps yuz beradi. Bu jarayon soniyaning ulushlaricha davom etadi va shu vaqt ichida tizim massasining taxminan 5 % ga teng energiya gravitatsion nurlanishga aylanishi mumkin.

Gravitatsion to‘lqinlar uchun Eynshteyn tenglamalarining asosiy aniq yechimlari

Bondi — Pirani — Robinsonning hajmiy to‘lqinlari

Bu to‘lqinlar quyidagi metrika orqali tavsiflanadi

d s^{2} = (d x^{0})^{2} - ((d x^{1})^{2} + α (d x^{2})^{2} + 2 β (d x^{2} d x^{3}) + γ (d x^{3})^{2}) .

Agar $u = x^{0} - x^{1}$ o‘zgaruvchi va $λ = α γ - β^{2}$ funksiya kiritilsa, UNN tenglamalaridan quyidagi tenglama olinadi

\frac{d^{2} λ}{d u^{2}} - \frac{1}{2} \frac{d λ}{d u} \frac{d (\ln λ)}{d u} - \frac{d α}{d u} \frac{d γ}{d u} - {(\frac{d β}{d u})}^{2} = 0.

Takeno metrikasi

quyidagi ko‘rinishga ega

d s^{2} = (P + S) (d x^{0})^{2} - 2 S d x^{0} d x^{1} - (P - S) (d x^{1})^{2} - α (d x^{2})^{2} - 2 β (d x^{2} d x^{3}) - γ (d x^{3})^{2},

bu yerda $P, S$ — funksiyalar, $α, β, γ$ esa ayni shu tenglamani qanoatlantiradi.

Rozen metrikasi

d s^{2} = e^{2 μ} [(d x^{0})^{2} - (d x^{1})^{2}] - (u^{2}) [e^{2 ν} (d x^{2})^{2} - e^{- 2 ν} (d x^{3})^{2}],

bu yerda $μ, ν$ quyidagi tenglamani qanoatlantiradi

2 \frac{d μ}{d u} = u {(\frac{d ν}{d u})}^{2} .

Peres metrikasi

d s^{2} = (d x^{0})^{2} - (d x^{1})^{2} - 2 φ (d x^{0} + d x^{1})^{2} - (d x^{2})^{2} - (d x^{3})^{2},

bunda $\frac{\partial^{2} φ}{\partial x^{2} \partial x^{2}} + \frac{\partial^{2} φ}{\partial x^{3} \partial x^{3}} = 0.$

Eynshteyn — Rozenning silindrik to‘lqinlari

Silindrik koordinatalarda bunday to‘lqinlar quyidagicha ifodalanadi

d s^{2} = [(d x^{0})^{2} - d r^{2}] e^{2 γ - 2 ψ} - (d z^{2}) e^{2 ψ} - r^{2} (d φ^{2}) e^{- 2 ψ}

va quyidagi shartlar bajariladi

\frac{\partial^{2} ψ}{\partial {x^{0}}^{2}} - \frac{1}{r} \frac{\partial ψ}{\partial r} - \frac{\partial^{2} ψ}{\partial r^{2}} = 0,

\frac{\partial γ}{\partial r} = r [{(\frac{\partial ψ}{\partial r})}^{2} + {(\frac{\partial ψ}{\partial x^{0}})}^{2}],

\frac{\partial γ}{\partial x^{0}} = 2 r \frac{\partial ψ}{\partial r} \frac{\partial ψ}{\partial x^{0}} .

Gravitatsion to‘lqinlarni qayd etish

Gravitatsion to‘lqinlarni qayd etish ularning zaifligi (metrikani juda oz darajada buzishi) tufayli ancha murakkab. Ularni qayd etish uchun gravitatsion to‘lqinlar detektorlari qo‘llanadi. Gravitatsion to‘lqinlarni aniqlashga urinishlar 1960-yillarning oxiridan boshlab olib borilmoqda. Qayd etish mumkin bo‘lgan amplitudadagi gravitatsion to‘lqinlar qo‘shaloq pulsarning kollapsi paytida yuzaga keladi. Bunday hodisalar galaktikamiz yaqinida taxminan har o‘n yilda bir marta sodir bo‘ladi.

Boshqa tomondan, umumiy nisbiylik nazariyasiga ko‘ra, qo‘shaloq yulduzlarning gravitatsion to‘lqinlar nurlantirish orqali energiya yo‘qotishi ularning o‘zaro aylanishini tezlashtiradi. Bu hodisa ixcham jismlardan iborat bir necha ma’lum qo‘shaloq tizimlarda, xususan, pulsarlar va ularning ixcham yo‘ldoshlari tizimlarida ishonchli qayd etilgan. 1993-yilda «gravitatsiyani o‘rganish uchun yangi imkoniyatlar yaratgan pulsarlarning yangi turini kashf etgani uchun» birinchi qo‘shaloq pulsar PSR B1913+16 ni kashf etgan Rassell Xals va Jozef Teylor (kichik)ga fizika bo‘yicha Nobel mukofoti berildi. Bu tizimda kuzatilgan aylanishning tezlashishi UNNning gravitatsion to‘lqinlar nurlanishiga doir bashoratlariga to‘la mos keladi. Xuddi shu hodisa boshqa bir necha tizimda ham qayd etilgan: PSR J0737-3039, PSR J0437-4715 pulsarlarida, SDSS J065133.338+284423.37 (odatda J0651 deb qisqartiriladi) hamda qo‘shaloq oq mitti yulduzlarning RX J0806 tizimida. Masalan, ikkita pulsardan iborat ilk qo‘shaloq yulduz PSR J0737-3039ning A va B komponentlari orasidagi masofa gravitatsion to‘lqinlar orqali energiya yo‘qotilishi sababli bir kunda taxminan 2,5 dyuym (6,35 sm) ga qisqaradi. Bu ham UNNga mos keladi. Ushbu ma’lumotlarning barchasi gravitatsion to‘lqinlar mavjudligining bilvosita dalillari sifatida talqin qilinadi.

Hisob-kitoblarga ko‘ra, gravitatsion teleskoplar va antennalar uchun eng kuchli va yetarlicha tez-tez uchraydigan gravitatsion to‘lqin manbalari yaqin galaktikalardagi qo‘shaloq tizimlarning kollapsi bilan bog‘liq halokatli hodisalardir. Takomillashtirilgan gravitatsion detektorlar yaqin kelajakda yiliga shunday bir nechta hodisani qayd etishi kutilmoqda. Ular Yer atrofidagi metrikani 10⁻²¹—10⁻²³ darajasida buzadi. Yaqin qo‘shaloq tizimlar singari davriy manbalarning gravitatsion to‘lqinlari kosmik mazerlar nurlanishiga ta’sirini aniqlash imkonini beruvchi optik-metrik parametrik rezonans signaliga oid dastlabki kuzatuvlar, ehtimol, Rossiya Fanlar akademiyasining radioastronomiya observatoriyasida (RFA), , Pushchinoda.

olingan. Koinotni to‘ldirib turuvchi gravitatsion to‘lqinlar fonini aniqlashning yana bir yo‘li uzoqdagi pulsarlarning impuls kelish vaqtlarini juda yuqori aniqlikda o‘lchashdir. Yer bilan pulsar orasidagi fazodan gravitatsion to‘lqinlar o‘tganda bu vaqtlar o‘ziga xos tarzda o‘zgaradi. 2013-yildagi hisob-kitoblarga ko‘ra, Koinotimizdagi ko‘plab manbalardan keladigan fon to‘lqinlarini aniqlash uchun vaqtni o‘lchash aniqligini taxminan bir daraja oshirish kerak edi; o‘sha paytda bu vazifani o‘n yillik oxirigacha hal qilish mumkin deb hisoblangan.

Zamonaviy tasavvurlarga ko‘ra, Koinotimiz Katta portlashdan keyingi dastlabki lahzalarda paydo bo‘lgan relikt gravitatsion to‘lqinlar bilan to‘lgan. Ularni qayd etish Koinot paydo bo‘lishining boshidagi jarayonlar haqida ma’lumot beradi. 2014-yil martida Garvard — Smitson astrofizika markazida faoliyat yurituvchi, loyiha ustida ishlayotgan amerikalik tadqiqotchilar guruhi BICEP2 doirasida relikt nurlanishning qutblanishi orqali ilk Koinotda nolga teng bo‘lmagan tenzor buzilishlarni aniqlaganini e’lon qildi; bu relikt gravitatsion to‘lqinlarning kashf etilganini ham anglatar edi. Ammo tez orada bu natija shubha ostiga olindi, chunki yulduzlararo changning hissasi yetarlicha hisobga olinmagani aniqlandi. Mualliflardan biri J. M. Kovach (ingl. Kovac J. M.) «BICEP2 tajribasi ma’lumotlarini talqin qilish va ommaga yetkazishda tajriba ishtirokchilari hamda ilmiy jurnalistlar biroz shoshilganini» tan oldi.

Gravitatsion to‘lqinlarning interferensiyasi

Gravitatsion to‘lqinlar interferensiyasi — bu kogerent gravitatsion to‘lqinlarning fazoda qo‘shilib, gravitatsion faollik maksimumlari va minimumlari kuzatiladigan interferensiya manzarasini hosil qilish hodisasidir. Bu hodisa 2025-yilgacha kuzatilmagan.

Tajribaviy tasdiqlar

Kashf etilishi

11-fevral 2016-yilda LIGO va VIRGO hamkorlik guruhlari gravitatsion to‘lqinlar tajribada kashf etilganini e’lon qildi. Eng yuqori amplitudasi taxminan 10⁻²¹ bo‘lgan ikkita qora tuynuk qo‘shilishidan kelgan signal 14-sentabr 2015-yilda soat 9:51 da UTC bo‘yicha LIGOning Xenford va Livingston shaharlaridagi ikkita detektorida qayd etildi; ikkinchi detektorda u birinchisidan 7 millisekund keyin kuzatildi. Signal amplitudasi eng katta bo‘lgan oraliqda (0,2 soniya) umumiy signal/shovqin nisbati 24:1 ni tashkil etdi. Signal GW150914 deb belgilandi. Uning shakli umumiy nisbiylik nazariyasining massalari 36 va 29 Quyosh massasiga teng qora tuynuklarning qo‘shilishi haqidagi bashoratiga mos keldi. Hosil bo‘lgan qora tuynuk massasi 62 M_⊙ ga, aylanish parametri a = 0,67 ga teng bo‘lishi kerak edi. Manbagacha bo‘lgan masofa taxminan 1,3 milliard yorug‘lik yili. Qo‘shilish paytidagi soniyaning o‘ndan bir ulushlari ichida nurlangan energiya taxminan 3 Quyosh massasi ekvivalentiga teng.

Gravitatsion to‘lqin hodisasi GW170817 va elektromagnit signal GRB 170817A deyarli bir vaqtda kuzatilgani tufayli ilk bor gravitatsion to‘lqinlar tezligining yorug‘lik tezligidan og‘ishiga bevosita cheklovlar qo‘yildi. Bunday og‘ish bo‘lsa, u −3×10⁻¹⁵ dan +0,7×10⁻¹⁵ gacha oraliqda yotadi, ya’ni o‘lchash xatoligi doirasida nolga mos keladi.

Gravitatsion to‘lqinlarning tajribada aniqlanishi uchun 2017-yilda fizika bo‘yicha Nobel mukofoti berildi.

Keyingi kuzatuvlar

Birinchi kuzatuv davri (O1 mavsumi) 12-sentabr 2015-yildan 19-yanvar 2016-yilgacha davom etdi. Bu vaqtda faqat LIGO detektori ishlagan va u uchta gravitatsion to‘lqin chaqnashini aniqlagan. Shundan so‘ng qurilma takomillashtirish va sezgirligini oshirish uchun to‘xtatilgan.

Ikkinchi kuzatuv davri (O2 mavsumi) 30-noyabr 2016-yildan 25-avgust 2017-yilgacha davom etdi; yangilangan Amerika LIGO detektoriga Yevropaning VIRGO detektori (sayyoradagi uchinchi detektor) qo‘shildi va aniqlik deyarli 10 baravar oshdi).

To‘rtinchi kuzatuv 14-avgust 2017-yilda amalga oshirildi.

Bu oylar davomida jami 8 ta hodisa, jumladan, neytron yulduzlarning ilk to‘qnashuvi qayd etildi.

Masalan, 17-avgust 2017-yilda LIGOning ikkita detektoridan biri misli ko‘rilmagan darajada uzoq — taxminan 100 soniya davom etgan signalni qayd etdi (keyinchalik shovqin bilan buzilgan bu to‘lqinni LIGOning ikkinchi detektori va VIRGO ham kuzatgani ma’lum bo‘ldi). Bir necha soniya o‘tgach, «Fermi» va «Integral» avtomatik teleskoplari kuchli gamma-nurlanish chaqnashini payqadi. Bunday boy kuzatuvlar to‘plami tufayli manbani qayerdan qidirish kerakligi ancha aniq bashorat qilindi va u tez orada topildi: ikki neytron yulduzning to‘qnashuvi (ya’ni kilonova) natijasida massalari 1,1 va 1,16 Quyosh massasiga teng bo‘lgan jismlar bizdan 130 mln yorug‘lik yili uzoqlikda, Gidra yulduz turkumida.

sodir bo‘lgan. Shundan so‘ng ikkala detektor yana modernizatsiya uchun to‘xtatildi.

Uchinchi kuzatuv davri (O3 mavsumi) 2019-yil aprelda boshlandi.

2020-yil noyabrida O3a davrining 1-aprel — 1-oktabr 2019-yil oralig‘idagi natijalari e’lon qilindi: rekord darajada 39 ta hodisa qayd etilgan. O3b mavsumining 1-noyabr 2019-yil — 27-mart 2020-yil oralig‘idagi ma’lumotlari esa o‘sha paytda hali qayta ishlanayotgan edi.

Ikkala detektor navbatdagi modernizatsiya uchun to‘xtatildi; bu ularning sezgirligini yana oshirishi kerak edi. Ishni 2021-yilda tiklash rejalashtirilgan edi.

GW190412 to‘qnashuvi (2020-yil aprel) aniqlandi: qora tuynuklardan birining massasi 29,7 Quyosh massasiga, ikkinchisiniki esa 8,4 M_⊙ ga teng bo‘lgan (bu o‘sha paytgacha aniqlangan qora tuynuk juftliklari orasida massasi eng kichigi edi). Bunday qo‘shilish ham uzoqroq gravitatsion signal hosil qilgan.

Olingan ma’lumotlar, boshqa maqsadlar qatori, nihoyatda qat’iy tarzda Eynshteynning umumiy nisbiylik nazariyasini tekshirish.

ham imkon berdi. Shuningdek, ( BlackGEM^[ingl.] loyihasi yordamida) Virgo va LIGO qayd etgan gravitatsion to‘lqin manbalarining optik namoyon bo‘lishlarini aniqlash rejalashtirilgan edi.

Ilmiy istiqbollar

Gravitatsion to‘lqinlar astronomiyasi

Amerikalik astrofizik Lourens Kraussning fikricha, kelajakda inflyatsion gravitatsion to‘lqinlarning xususiyatlarini o‘lchash imkoni tug‘ilsa, tadqiqotlarni Katta portlash sodir bo‘lgan lahzaga ancha yaqinlashtirish, shuningdek, Koinotning inflyatsion modelini va boshqa dolzarb muammolarni hal etish imkonini beradi. Jumladan, nazariy fizika va kosmologiya.

Graviton lazeri

Graviton lazeri g‘oyasi lazer yaratilishi va gravitatsion to‘lqinlar kashf etilishi munosabati bilan paydo bo‘lgan. Korpuskulyar-to‘lqin dualizmining universal tamoyiliga ko‘ra, gravitatsion nurlanish kvantlari — gravitonlar (spini 2) mavjud deb taxmin qilinadi. Ular ham elektromagnit nurlanish kvantlari — fotonlar (spini 1) kabi bozonlardir. Shuning uchun nazariy jihatdan graviton lazeri — elektromagnit nurlanishga mo‘ljallangan lazerga o‘xshash gravitatsion nurlanish qurilmasini yaratish mumkin. Tabiatda graviton lazeriga o‘xshash hodisa qora tuynuklar yaqinida mavjud bo‘lishi mumkin deb hisoblanadi. Hozircha gravitatsion doimiy nihoyatda kichikligi sababli majburiy gravitatsion nurlanishni hosil qilishga erishilmagan. Gravitatsion lazerning faqat faraziy qurilma tuzilmalari muhokama qilinmoqda.

Gravitatsion to‘lqinlar orqali aloqa

Nazariy jihatdan gravitatsion to‘lqinlardan uzoq masofaga simsiz aloqa qilishda foydalanish mumkin. Bu tamoyilni sovet olimi V. A. Bunin 1972-yilda patentlagan.

Laboratoriya sharoitida kogerent gravitatsion to‘lqinlarni hosil qilish va aniqlash qurilmalarini yaratish g‘oyasini P. N. Bogolyubov, A. F. Pisarev va N. S. Shavoxina 1981-yilda ilgari surgan.

Quvvati soniyasiga bir necha erg bo‘lgan kogerent gravitatsion to‘lqinlarni hosil qilish uchun uzunligi 10 m, diametri bir necha santimetr bo‘lgan, muzlatilgan vodorod yoki azot bilan to‘ldirilgan silindrdan quvvati minglab megavattga teng ikki xil chastotali lazer nurlarini o‘tkazish mumkin. Bu chastotalar farqi vodorod molekulalarining tebranish chastotasiga teng bo‘lishi kerak. Lazer nurlanishining elektromagnit maydoni ta’sirida tebranayotgan vodorod molekulalari kogerent gravitatsion to‘lqinlarni nurlantiradi.

Kogerent gravitatsion to‘lqinlarni aniqlashda suyuq geliy haroratigacha sovitilgan, avval 1000 megavatt quvvatli lazer nurlanishi bilan qo‘zg‘atilgan shaffof dielektrikdan foydalanish mumkin. Gravitatsion to‘lqin dielektrikdan o‘tganda uning molekulalaridagi elektronlar bir vaqtning o‘zida quyi energetik holatga o‘tadi va qayd etish mumkin bo‘lgan intensivlikdagi kogerent yorug‘lik chiqaradi. Bu nurlanish chastotasi qo‘zg‘atuvchi gravitatsion nurlanish bilan gravitatsion to‘lqin chastotalari farqiga teng bo‘ladi.

Gravitatsion to‘lqinli aloqaning (eskirgan nomi: gravialoqa) radioaloqadan ustunligi shundaki, gravitatsion to‘lqinlar deyarli yutilmasdan har qanday moddadan o‘ta oladi, elektromagnit to‘lqinlar esa elektr o‘tkazuvchi muhitlarga (masalan, tuproq va dengiz suviga) deyarli singib kira olmaydi.

Bu yo‘nalishdagi tadqiqotlar SSSR laboratoriyalarida va boshqa mamlakatlarda olib borilgan. Lekin amalda gravitatsion kuchlar nihoyatda kuchsiz bo‘lgani sababli to‘lqinlarni hosil qilish va aniqlashdagi qiyinchiliklar gravitatsion to‘lqinli aloqani yo‘lga qo‘yishga imkon bermagan.

Hozirgi vaqtda laboratoriya sharoitida gravitatsion to‘lqinlarni hosil qilish va aniqlash ishlari nazariy bosqichda turibdi. Elektrodinamik tizimlarning gravitatsion to‘lqinlarni nurlantirish imkoniyatlari o‘rganilmoqda.

Kuchli lazer nurlanishi ta’sirida kondensatsiyalangan dielektrik muhitda yuqori chastotali gravitatsion to‘lqinlarni hosil qilish, shuningdek, teskari jarayon — gravitatsion nurlanishni optik nurlanishga aylantirib, shu muhit orqali aniqlash mumkinligi haqida faraz ilgari surilgan (Gerts tajribasini gravitatsion to‘lqinlar uchun takrorlash).

Gravitatsion to‘lqinli aloqa olis kelajak texnologiyasining belgisi sifatida bir qator ilmiy-fantastik asarlarda tilga olinadi (masalan, S. Snegov ««Odamlar xudolar kabi»», , K. Bulichevning «Teseyning o‘g‘irlanishi», S. Lukyanenkoning «Yer nomidan» asarlari va boshqalarda).

Sayyora va galaktika tizimlarining kollapsi

Amerikalik astrofizik Brayan Grinning fikricha, turli kosmik jismlarning harakatida gravitatsion to‘lqinlar nurlanishi ishqalanishga o‘xshash ta’sir ko‘rsatadi va uzoq muddatda yulduzlarning sayyora tizimlari hamda galaktikalar kabi kosmik tizimlarning kollapsiga olib keladi.

Tarix

«Gravitatsion to‘lqin» atamasining paydo bo‘lish tarixi, bu to‘lqinlarni nazariy va tajribaviy izlash, shuningdek, boshqa usullar bilan o‘rganib bo‘lmaydigan hodisalarni tadqiq etishda ulardan foydalanish tarixi.

1900 — Lorens gravitatsiya «...yorug‘lik tezligidan oshmaydigan tezlikda tarqalishi mumkin», deb taxmin qilgan;
1905 — Puankare ilk bor gravitatsion to‘lqin atamasini (frans. onde gravifique) kiritgan. Puankare Laplasning ilgari shakllangan e’tirozlarini sifat jihatidan rad etgan va gravitatsion to‘lqinlar bilan bog‘liq Nyutonning umumqabul qilingan tortishish qonunlariga $v / c$ tartibidagi tuzatishlar o‘zaro qisqarishini ko‘rsatgan. Shunday qilib, gravitatsion to‘lqinlar mavjudligi haqidagi taxmin kuzatuvlarga zid emas;
1916 — Eynshteyn UNN doirasida mexanik tizim gravitatsion to‘lqinlarga energiya uzatishini ko‘rsatgan. Sodda qilib aytganda, qo‘zg‘almas yulduzlarga nisbatan har qanday aylanish oxir-oqibat to‘xtashi kerak, ammo odatiy sharoitda $1 / c^{4}$ tartibidagi energiya yo‘qotishlar juda arzimas va ularni amalda o‘lchab bo‘lmaydi (bu ishida u sferik simmetriyani doimo saqlovchi mexanik tizim ham gravitatsion to‘lqinlar nurlantirishi mumkin deb xato hisoblagan);
1918 — Eynshteyn kvadrupol formulasini keltirib chiqargan. Unga ko‘ra gravitatsion to‘lqinlar nurlanishi $1 / c^{5}$ tartibidagi effekt bo‘lib, shu orqali oldingi ishida yo‘l qo‘ygan xatosini tuzatgan (biroq koeffitsiyentda xato qolgan: to‘lqin energiyasi 2 baravar kichik chiqqan);
1923 — Eddington gravitatsion to‘lqinlarning jismoniy realligiga shubha bilan qarab, ular «...fikr tezligida tarqaladi», degan. 1934-yilda «Nisbiylik nazariyasi» monografiyasining ruscha tarjimasini tayyorlash jarayonida Eddington bir necha bob, jumladan, aylanayotgan sterjenning energiya yo‘qotishini ikki usulda hisoblashga oid boblarni qo‘shgan. Lekin uning fikricha, UNNning qo‘llangan taqribiy hisoblash usullari gravitatsion bog‘langan tizimlarga tatbiq etilmaydi, shu sababli shubhalar saqlanib qolgan;
1937 — Eynshteyn Rozen bilan birgalikda gravitatsion maydonning aniq tenglamalaridagi silindrik to‘lqin yechimlarini o‘rgangan. Tadqiqot davomida ularda gravitatsion to‘lqinlar, ehtimol, UNN tenglamalarining taxminiy yechimlaridan kelib chiqadigan sun’iy natija bo‘lishi mumkin degan shubha tug‘ilgan (Eynshteyn va Rozenning «Gravitatsion to‘lqinlar mavjudmi?» maqolasiga yozilgan taqriz yuzasidan yozishmalari ma’lum). Keyinchalik Eynshteyn mulohazalaridagi xatoni topgan va jiddiy tuzatishlar kiritilgan yakuniy maqola «Journal of the Franklin Institute» jurnalida chop etilgan;
1957 — German Bondi va Richard Feynman taklif etib, «munchoqli tayoq» fikriy tajribasini bu orqali UNNda gravitatsion to‘lqinlar fizik oqibatlarga ega ekanini asoslashgan
So‘ng maktubda Feynmanning gravitatsion to‘lqinlar detektori tavsiflanadi: u qattiq sterjen bo‘ylab erkin (lekin ozgina ishqalanish bilan) sirpana oladigan ikkita munchoqdan iborat. To‘lqinlar sterjendan o‘tganda atomlararo kuchlar uning uzunligini o‘zgartirmay ushlab turadi, biroq munchoqlar orasidagi masofa tebranadi. Natijada ikkita munchoq sterjenga ishqalanib, issiqlik ajratadi.
1962 — Vladislav Pustovoyt va Mixail Gersenshteyn uzun to‘lqinli gravitatsion to‘lqinlarni aniqlash uchun interferometrlardan foydalanish tamoyillarini bayon qilgan;
1964 — Filip Piters va Jon Metyu^[ingl.] qo‘shaloq tizimlar nurlantiradigan gravitatsion to‘lqinlarni nazariy jihatdan tavsiflagan;
1969 — Jozef Veber, gravitatsion to‘lqinlar astronomiyasining asoschisi, rezonans detektori — mexanik gravitatsion antenna yordamida gravitatsion to‘lqinlarni aniqlaganini e’lon qilgan. Bu xabarlar ko‘plab mamlakatlarda mazkur yo‘nalishdagi tadqiqotlarning keskin ko‘payishiga sabab bo‘lgan. Xususan, Rayner Vayss, LIGO loyihasi asoschilaridan biri, o‘sha paytda tajribalarni boshlagan. Biroq o‘sha davrdagi tajribalarning hech biri Veber xabarini tasdiqlamagan.
1978 — Jozef Teylor o‘zi kashf etgan qo‘shaloq pulsar tizimida gravitatsion nurlanish aniqlanganini xabar qilgan: PSR B1913+16 tizimi. Jozef Teylor va Rassell Xalsning tadqiqotlari 1993-yil fizika bo‘yicha Nobel mukofotiga sazovor bo‘lgan. 2015-yil boshiga kelib, shunga o‘xshash tizimlarda gravitatsion to‘lqin nurlanishi tufayli davrning qisqarishini ham o‘z ichiga olgan uchta postkepler parametri kamida 8 ta shunday tizimda o‘lchangan;
2002 — Sergey Kopeykin va Edvard Fomalont^[ingl.] yordamida juda uzun bazali radioto‘lqin interferometriyasi Yupiterning gravitatsion maydonida yorug‘likning dinamik og‘ishini o‘lchagan. UNNning ayrim faraziy kengaytmalari uchun bu gravitatsiya tezligini baholash imkonini beradi: yorug‘lik tezligidan farq 20 % dan oshmasligi kerak (bu talqin umumiy qabul qilinmagan);
2006 — xalqaro tadqiqotchilar guruhi Marta Burgey^[ingl.] (Parks observatoriyasi, Avstraliya) UNN va unga mos keluvchi gravitatsion to‘lqin nurlanishi miqdori ikki pulsarli tizimda ancha yuqori aniqlikda tasdiqlanganini ma’lum qilgan: PSR J0737-3039A/B;
2014 — astronomlar Garvard — Smitson astrofizika markazining (BICEP2 tajribasi) relikt nurlanish fluktuatsiyalarini o‘lchash orqali dastlabki gravitatsion to‘lqinlar aniqlanganini e’lon qilgan. Keyinchalik bu fluktuatsiyalar relikt nurlanishga tegishli emasligi, balki Galaktikadagi chang nurlanishi bilan izohlanishi tan olingan;
2016 — xalqaro LIGO hamkorlik guruhi aniqlangan gravitatsion to‘lqin hodisasi — GW150914 haqida xabar bergan. Ilk bor o‘ta kuchli gravitatsion maydonlarda o‘ta katta nisbiy tezliklarda o‘zaro ta’sirlashayotgan ulkan massali jismlarning bevosita kuzatilishi haqida xabar qilingan; $(v / c > 0, 5),$ bu UNNni bir necha yuqori tartibli postnyuton hadlar aniqligida tekshirish imkonini bergan. Gravitatsion to‘lqinlarning o‘lchangan dispersiyasi gravitatsion to‘lqinlarning avvalgi dispersiya o‘lchovlariga va faraziy gravitonning (< 1,2 × 10⁻²² eV) massasi uchun qo‘yilgan yuqori chegaraga zid kelmaydi, agar u UNNning muayyan faraziy kengaytmasida mavjud bo‘lsa;
2017 — ilk bor elektromagnit nurlanish bilan birga kuzatilgan gravitatsion to‘lqin chaqnashi qayd etildi. Bu ikkita neytron yulduzning qo‘shilishi natijasida yuz bergan (GW170817).
2019 — ilk bor neytron yulduz va qora tuynuk qo‘shilishi natijasidagi gravitatsion to‘lqin chaqnashi qayd etilgan (S190426c).

Adabiyotlar

Landau L. D., Lifshits Ye. M. Maydon nazariyasi. — 7-nashr, tuzatilgan. — M.: Nauka, 1988. — 512 b. — («Nazariy fizika», jild II). — ISBN 5-02-014420-7. — XIII bob
Mizner Ch., Torn K., Uiler J. VIII qism. Gravitatsion to‘lqinlar // Gravitatsiya / tahrirchilar: V. B. Braginskiy, I. D. Novikov; ingliz tilidan A. G. Polnaryov tarjimasi. — M.: Mir, 1977. — J. 3. — B. 161—283.
Ris M., Ruffini R., Uiler J. Qora tuynuklar, gravitatsion to‘lqinlar va kosmologiya. M.: Mir, 1977
Galtsov D. V., Grats Yu. V., Petuxov V. I. Elektrodinamik tizimlarning gravitatsion to‘lqinlar nurlanishi. — M.: Moskva universiteti nashriyoti, 1984.
Bichak I., Rudenko V. N. Umumiy nisbiylik nazariyasidagi gravitatsion to‘lqinlar va ularni aniqlash muammosi. M.: MDU nashriyoti, 1987
Rudenko V. N. Gravitatsion to‘lqinlarni izlash. Fryazino: Vek 2, 2007
Lipunov V. M. Qo‘shaloq yulduzlar olamida. M.: Nauka, 1986.
Lipunov V. M. Barcha neytron yulduzlar. M.: Prosveshcheniye, 1989.
Lipunov V. M. Sun’iy Koinot // Soros ta’lim jurnali. 1998. № 6. B. 82-89.
Lipunov V. M. Astrofizikaning harbiy siri // Soros ta’lim jurnali. № 5. B. 83-89.
Cherepashchuk A. M. Qo‘shaloq yulduz tizimlaridagi qora tuynuklar // Soros ta’lim jurnali. 1997. № 3. B. 87-93.
Cherepashchuk A. M. Koinotda gravitatsion to‘lqinlarning kashf etilishi // Ilm-fan himoyasida. — № 17.
Shakura N. I. Qo‘shaloq yulduz tizimlaridagi neytron yulduzlar va qora tuynuklar. M.: Znaniye, 1976.
Shklovskiy I. S. Yulduzlar: ularning tug‘ilishi, hayoti va o‘limi. M.: Nauka, 1984.
Vladimirov Yu. S. Klassik gravitatsiya nazariyasi. M.: «LIBROKOM» kitob uyi, 2014.
Konyushaya Yu. P. Sovet olimlarining kashfiyotlari. — M.: Moskovskiy rabochiy, 1979. — 688 b. — 50 000 nusxa.
Jorge L. Cervantes-Cota, Salvador Galindo-Uribarri, George F. Smoot. Gravitatsion to‘lqinlarning qisqacha tarixi (ingl.) // Universe. — 2016. — 2-jild. — 22-b.. — doi:10.3390/universe2030022. — arXiv:1609.09400.
Krauss L. Nega biz mavjudmiz? Qachonlardir hikoya qilingan eng buyuk tarix = Krauss. The Greatest Story Ever Told - So Far: Why Are We Here?. — M.: Alpina non-fikshn, 2018. — 420 b. — ISBN 978-5-91671-948-2.
Grin B. Zamon oxirigacha. Ong, materiya va o‘zgarib borayotgan Koinotda ma’no izlash = Brian Greene. Until the End of Time: Mind, Matter, and Our Search for Meaning in an Evolving Universe.. — M.: Alpina non-fikshn, 2021. — 548 b. — ISBN 978-5-00139-343-6..

ifazo.uz