---

<< 14.1 Описание | Оглавление | 14.3 Излучение ГВ >>

14.2 Детектирование ГВ

Как мы увидим ниже, характерные безразмерные амплитуды ГВ от астрофизических источников (асимметричные вспышки сверхновых, слияния двойных нейтронных звезд и т.д.) составляют . То есть при прохождении такой волны метровый стержень изменяет свою длину всего на см, что в миллины раз меньше комптоновской длины волны протона! Через несколько лет технология эксперимента позволит измерять такие тонкие эффекты.

Принцип детектирвания ГВ основан на физическом воздействии ГВ на пробные тела - на передачу им импульса и энергии (твердотельные детекторы) и изменении взаимного положения свободных масс (ГВ интерферометры). Твердотельные детекторы стали разрабатываться с середины 1960х (Вебер, США) и на конец 1999 г. лучшие из них имеют чувствительность в узкой полосе частот Гц вблизи 1 кГц. Эти детекторы (говорят, ГВ-антенны) как правило представляют собой цилиндры из материалов с высоким значением добротности (алюминий, сапфир, ниобий), изолированны от всех возможных возмущений земного происхождения и охлаждены до криогенных температур для подавления тепловых шумов. Падающая ГВ возбуждает в цилиндре основную моду колебаний на резонасной частоте, а смещение цилиндра регистрируется чувствительным датчиком. Достоверных ГВ-сигналов до сих пор этими антеннами не обнаружено.

ГВ интерферометры представляют собой двухплечевые интерферометры Майкельсона (см. Рис. 14.2), в которых роль свободных масс играют зеркала, отражающие свет. Зеркала специальным образом подвешиваются, чтобы изолировать внешние шумы земного происхождения (сейсмические колебания почвы, техногенные шумы и т.д.). Источником излучения является мощный лазер непрерывного действия. ГВ с частотой, большей чем маятниковая частота подвешенных зеркал  Гц, смещает зеркала относительно друг друга так, как если бы они были свободными телами, приводя к изменению в разнице длин плеч интерферометра . Измеряемый на фотодиоде выходной сигнал прямо пропорционален . В настоящее время строится несколько крупных ГВ-интерферометров такого типа: 2 детектора LIGO в США (длина плеч 4.5 км), детектор VIRGO в Италии (4 км), детектор GEO-600 в Германии (600 м), детектор TAMA-300 в Японии (300 м). Ввод в строй первой очереди этих уникальных инструментов ожидается в 2001-2002 году.

По сравнению с резонансными антеннами, интерферометры обладают важным преимуществом, поскольку они регистрируют полный сигнал в широком диапазоне частот (от 10 до 1000 Гц), а резонансная система фактически измеряет только Фурье-компоненту сигнала на соответствующей резонансной чатсоте ( кГц). Ожидаемая чувствительность первых интерферометров около частоты 100 Гц, а вторая очередь этих приемников, которая будет вводиться в строй через несколько лет, сможет регистрировать ГВ с амплитудой .

Чувствительность наземных интерферометров резко ухудшается на частотах ниже 1 Гц (гл. образом из-за невозможности отстроиться от сейсмических шумов), поэтому для регистрации низкочастотных ГВ (  Гц), которое излучается тесными двойными звездами в Галактике или при катастрофических событиях в ядрах галактик со сверхмассивными черными дырами, планируется создание космического интерферометра LISA (совместный проект Европейского Космического Агенства и НАСА,  г.) Роль свободных масс будут играть 6 спутников, находящихся на специальной орбите вокруг Земли (см. Рис. 14.3). Расстояние между каждой парой спутников 5 млн. км.

Ожидаемая чувствительность планируемых или строящихся ГВ интерферометров приведена на Рис. 14.4. Для характеристики чувствительности детектора используется спектральная плотность шума в единицах [Гц], так что в полосе частот , которая определяется типом источника, минимальная величина регистрируемого сигнала (иначе, при отношении сигнал/шум 1) . Например, для строго периодического источника полоса частот определяется временем непрерывного наблюдения , и - чем дольше мы наблюдаем источник, тем меньшие амплитуды сигнала мы можем обнаружить. Для грубой оценки чувствительности к регистрации широкополосного сигнала можно положить . На этом же рисунке показано положение некоторых характерных астрофизических источников ГВ (см. раздел 14.4).

---

<< 14.1 Описание | Оглавление | 14.3 Излучение ГВ >>

Публикации с ключевыми словами: звезды - Межзвездная среда - Космология - теоретическая астрофизика - астрофизика Публикации со словами: звезды - Межзвездная среда - Космология - теоретическая астрофизика - астрофизика
См. также: Звезды, пыль и туманность в NGC 6559 25 самых ярких звезд на ночном небе Анимация: черная дыра разрушает звезду Разложение далекого света Сравнение размеров звезд Самая далекая из всех известных звезд? Формирование галактик в магнитной Вселенной Все публикации на ту же тему >>