ასტრონომიაში დიდი პროგრესი დაიწყო 1960 წლიდან, მას შემდეგ რაც შეძლეს კოსმოსური ელექტრო-მაგნიტური გამოსხივების სპექტრის დიდი ნაწილის შესწავლა. მანამდე მეცნიერები შეზღუდულები იყვნენ მხოლოდ ხილული სინათლით და შეუსწავლელი რჩებოდა ციური ობიექტების საკმაოდ დიდი ნაწილი: კვაზარები, პულსარები, შავი ხვრელები და ასე შემდეგ. დღესდღეობით ელექტრო-მაგნიტური გამოსხივების სპექტრი თითქმის სრულადაა ათვისებული. თუმცა დარჩა კიდევ ერთი ტიპის გამოსხივების სპექტრი რომელიც შეუსწავლელია - გრავიტაციული ტალღები. არადა მრავალი ასზროფიზიკური მოვლენა უნდა მიმდინარეობდეს გრავიტაციული ტალღების გამოსხივებით, რომელიც უნდა შეიცავდეს დამატებით ინფორმაციას. მაგალითად, გრავიტაციული ტალღები უნდა მოდიდნენ პირდაპირ სუპერნოვას ბირთვიდან, მაშინ როდესაც ელექტრო-მაგნიტური გამოსხივება ჩვენამდე აღწევს მრავალჯერადი გაფანტვის შემდეგ და ძირითადი ინფორმაცია დაკარგულია. დიდი აფეთქების დროს წარმოშობილი გრავიტაციული ტალღები კი უნდა შეიცავდეს ინფორმაციას სამყაროზე, როცა მისი ასაკი მხოლოდ 10^-25 წმ იყო. ამ ენერგიებს მიღება დღევანდელ ამაჩქარებლებზე წარმოუდგენელია.

გრავიატაციული ტალღების ექსპერიმენტულად დასაფიქსირებლად უამრავი ტექნიკური პრობლემაა გადასალახი. ძირითადად გვაქვს ორი ტიპის გრავიტაციული დეტექტორები: ღეროვანი დეტექტორები (Bar Detectors) და სხივური დეტექტორები (Beam Detectors).

განვიხილოთ ზოგიერთ მათგანი:

რეზონანსული მასური დეტექტორი (resonant mass detector) წარმოადგენენ მასიურ ტვირთებს, რომლებიც გრავიტაციულ ტალღებს მოყავთ მოძრაობაში. პირველი მსგავსი დეტექტორი შექმნა 1961 წელს ვებერმა.

დღესდღეობით მასური დეტექტორები ჩაანაცვლა უფრო მაღალი მგრძნობიარობის ინტერფერომეტრმებმა. ლაზერულ ინტერფერომეტრებს (laser inteferometr) გააჩნიათ ძალიან მდგრადი ლაზერი, რომელიც მუდმივად აკონტროლებს მანძილს თავისუფალ მასებს შორის. ითვლება, რომ გრავიტაციული ტალღის გავლის შემთხვევაში მასებს შორის მანძილი პერიოდულად შეიცვლება. ამ ტიპის დიდი დეტექტორებია: LIGO (ამერიკის შეერთებული შტატები) მხარის სიგრძე 4 კმ, VIRGO (იტალი) 3 კმ, Geo600 (გერმანია) 600 მეტრი, Toma300 (იაპონია) 300 მეტრი. საკონტროლო მასები დაცულია ყოველგვარი გარე ვიბრაციებისაგან.

კოსმოსური ხომალდით დამზერა (spacecraft tracking) გრავიტაციული ტალღების დამზერის კიდევ ერთი გზაა. ხდება ინფორმაციის გაცვლა დედამიწასა და პლანეტთაშორისო თანამგზავრს (Armstrong 2006) შორის რადიოსიგნალების საშუალებით. თუმცა ასეთი ექსპერიმენტები არაა დიდი სიზუსტის, ატომური საათების სიზუსტის ლიმიტისა და მზის პლაზმით გამოწვეული შეშფოთებების გამო.

Pulsar timing. რადიოფიზიკოსები აკვირდებიან მცირე არაერთგვაროვნებებს პულსარებიდან სიგნალების მოსვლის დროებს შორის. პულსები წარმოადგნენ მბრუნავ ნეიტრონულ ვარსკვლავებს, რომლებიც ასხივებენ მიმართულ ძლიერ რადიოტალღებს. პულსარის მძლავრი მაგნიტური ველის პოლუსი, როგორც წესი, არ ემთხვევა მის ბრუნვის ღერძს. ყოველ ჯერზე, როცა მაგნიტური პოლუსი მომართულია დედამიწისაკენ გამოფრქვევა ფიქსირდება როგორც რადიო ტალღის პულსი. პულსარები ბრუნავენ ძალიან სწრაფად - 100-ჯერ ან მეტჯერაც წამში. რამდენადაც პულსაციები და ბრუნვის სიხშირე ერთმანეთთანაა დაკავშირებული, ბევრი პულსარი არის ძალიან კარგი “საათი”. სწორედ პულსარის პერიოდების გადახრებით შეიძლება გრავიტაციული ტალღების ეფექტის დაფიქსირება. როდესაც Square Kilometer Array აიგება სავარაუდოდ (2020 წელი) რადიო-ასტრონომებს ექნებათ ძალიან კარგი იარაღი ათასობით პულსარის დასაფიქსირებლად.

Cosmic microwave background temperature ერთერთი კვლევის მეთოდია, მისი ფლუქტუაციები უნდა შეიცავდეს ინფორმაციას დიდი აფეთქების დროინდელი გრავიტაციულ ტალღებზე.

შევნიშნოთ, რომ სხვადასხვა ხელსაწყოებს ძალუძთ განსხვავებული გრავიტაციული სიხშირის მიღება, ხოლო სხვადასხვა სპექტრი ატარებს განსხვავებულ ინფორმაციას. მიწაზე არსებული დეტექტორები გამიზნულია 10 Hz-დან რამდენიმე KHz სიხშირის ტალღებისთვის, კოსმოსური დეტექტროები MHz სიხშირეებისთვის, პულსარები NHz, ხოლო კოსმოსური ფონური გამოსხვიება კი მგრძნობიარეა 10^-16 Hz სიხშირის ტალღებისთვის.

Bar detectors

როდესაც ვცდილობთ მცირე ეფექტების დამზერას არსებობს ორი გზა: პირველი გავზარდოთ ეფექტის სიდიდე და მეორე მოვაშოროთ ყველა გარეგანი ხმაური. ეფექტის სიდიდე დამოკიდებულია ტალღის ამპლიტუდაზე, ღეროს სიგრძეზე და ნივთიერების Q სიდიდეზე. (1/Q არის ის ენერგია რომელსაც ოსცილატორი კარგავს ერთ რადიანზე). ღეროს სიგრძის გაზრდა არ არის გამოსავალი, რეალობაში იყენებენ 3 მეტრი სიგრძის ღეროებს, Q შესამცირებლად კი მათ ამზადებენ მთლიანი კრისტალებისაგან. სფერული ტიპის დეტექტორებს წესით ყველა მხრიდან შეუძლიათ სიგნალის მიღება, მაგრამ მათი დამზადება იმდენად რთულია, რომ არ იყენებენ.

მეორე პრობლემაა გარე ხმაურის მოსპობა. მაგალითსთვის განვიხილოთ თერმული ხმაური, რომელიც ყველა ოსცილატორში იწვევს შემთხვევით KT საშუალო ენერგიის ვიბრაციებს (T არის აბსოლიტური ტემპერატურა. K = 1.38 10^-23 j/k). თუკი განვიხილავთ ოთახის ტემპერატურას, T ~ 300K, ის უკვე შესადარი იქნება აღგზნების ენერგიასთან. 10-ჯერ ნაკლები ამპლიტუდის დასაფიქსირებლად საჭიროა 100-ჯერ ნაკლები ტემპერატურა. ამის გამო 1980 წლიდან უკვე დეტექტორები გადაიტანეს კრიოგენულ ოთახებში, დაახლოებით 3K. ყველაზე ცივი და მგრძნობიარე ღერო დღესდღეობით არის Auriga bar რომლის ტემპერატურაა 100mK.

ხმაურის სხვა წყაროებია ყოველდღიური და სეისმური რხევები. ისინი გაცილებით მნიშვნელოვანია თერმულ რხევებზე. ამიტომაც ღერო ძალიან ფაქიზად უნდა იყოს იზოლირებული. ამას აღწევენ ღეროების ჩამოკიდებით, ასე იქმნება ძალიან დაბალი სიხშირის ქანქარა (~1 Hz), მიწა რომც შეირხეს დეტექტორს ძალიან მცირე სიხშირე გადაეცემა. ქანქარები არიან ძალიან კარგი მექანიკური ფილტრები. ზოგჯერ იყენებენ რამდენიმე ქანქარასაც.

გამზომ ხელსაწყოს ეწოდება transducer. ვებერის ალუმინის ღეროს გააჩნია დაჭიმულობის დეტექტორები (strain detectors). სხვა ჯგუფები ცდილობდნენ “მოეხსნათ” ვიბრაციის ენერგია პატარა დეტექტორებით, რომელთაც იგივე რეზონანსული სიხშირე გააჩნდათ, რაც გაზრდიდა სიგნალის ამპლიტუდას. დიდი სიძნელეა რეზონანსიდან შორი სიხშირეების დაფიქსირება, რომელიც დაახლოებით 600 Hz-დან იწყება. იმდენად რამდენადაც ყველაზე ძლიერი წყაროები დაბალ სიხშირეებზე ასხივებენ, ეს სერიოზული პრობლემაა. დამატებითი პრობლემაა ის, რომ 10^-21 მგრძნობიარობაზე უკვე თავს იჩენს კვანტური ეფექტები, რაც ჰაიზენბერგის განუზღვრელობიდან გამომდინარეობს. ძირითადი პრობლემა განპირობებულია დეტექტორების მცირე ზომით. ნებისმიერი დეტექტორი, რომელიც დაფუძნებულია ლითონის ობიექტის რეზონანსზე ვერ იქნება რამდენიმე მეტრზე დიდი. ლაზერულ ინტერეფერომეტრს ეს პრობლემა არ აწუხებს, რადგან რამდენიმე კილომეტრის ტოლი ზომები აქვთ. 2000 წლებიდან ინტერფერომეტრებმა მგრძნობიარობით გადაასწრეს საუკეთესო ღერო დეტექტორებს. ამიტომაც დღესდღეობით ღეროვანი დეტექტორები აღარ გამოიყენება.

(ვებერი და მისი დეტექტორი 1965 წელი)

Beam detectors

უმარტივესი beam detector-ი ახდენს პლანეტატაშორისო კოსმოსური ხომალდზე (Armstrong 2006) სიგნალის გაგზავნას. ხომალდის რადიო იღებს, აძლიერებს და უკან აგზავნის სიგნალს. გაზომვები არის იმდენად აკურატული, რომ მცირე განსხვავება შეიძლება დავაფიქსიროთ, რომელიც შესაძლოა გამოეწვია გრავიტაციულ ტალღებს. სიგნალის იმიტაციას იწვევს კოსმოსური პლაზმა და იონისფერო, მაგრამ მათი გამორიცხვა შესაძლებელია. პლაზმის ფლუქტუაციებისაგან თავის დასაღწევად შეიძლება მაღალი სიხშირის სიგნალების, ანდა ლაზერის გამოყენება (რომელის თითქმის ვერ გრძნობს პლაზმას). მაგრამ ასეთ შემთხვევაშიც არის ლიმიტი. საათი სიზუსტე რომელიც ზომავს დროს შემოსაზვრულია 10^-19-მდე. ეს კი არ გვაძლევს 10^-20 სიზუსტემდე ჩასვლის საშუალებას, არადა თითქმის ყველა ტალღას ამ სიხშირეებზე ველოდებით. გამოსავალი ინტეფერომეტრების გამოყენებაა. ლაზერის ერთგვაროვანი წყარო ეცემა გამყოფს და ხდება ლაზერის სხივის ორ ნაწილად გაყოფა. ერთი სხივი ვრცელდება ერთ მხარში, ხოლო მეორე მის პერპენდიკულარულ მხარში. მხრების ბოლოს დგას სარკეები, მათგან არეკვლილი სხივი ბრუნდება დეტექტორზე. საწყისი სხივი არის ფაზით კორელირებული, არეკვლის შედეგად დაბრუნებული სხივები კი ინტერფერირებულები. სწორედ ინტერფერენცია განსაზღვრავს მხრებს შორის მანძილის სხვაობას. თუ ეს სხვაობა შეიცვლება გვაქვს მინიშნება გრავიტაციულ ტალღებზე. ლაზერები და სარკეები გვაძლევენ მეტ სიზუსტეს ვიდრე ატომური საათები.

(VIRGO ან LIGO ტიპის დეტექტორის პრინციპული სქემა)

პრობლემებს რაც შეეხება დაახლოებით იგივეა რაც ღეროვან დეტექტორებზე. გადაჭრის გზებიც მსგავსია - სიგნალის გაზრდა და ხმაურის შემცირება. ინტერფერომეტრის სიგრძის გაზრდით შესაძლებელია სიგნალის გაზრდა. მსოფლიოში ყველაზე დიდი ინტერფერომეტრია ამერიკული LIGO (4 კმ), შემდეგ მოდის იტალიური VIRGO (3 კმ). გარდა გრძელი მხრების გამოყენებისა, სიგრძის “გაზრდას” ახერხებენ მრავალჯერადი არეკვლებით. ვიბრაციების პრობლემას ქანქარებზე დაკიდებით ახშობენ. მაგალითისათვის VIRGO იყენებს 7 ერთმანეთზე დაკიდებულ ქანქარას. შედარებით რთულია თერმულ ხმაურთან ბრძოლა, ლაზერი არ შეიძლება ვამუშაოთ კრიოგენულ ტემპერატურებზე. ამიტომაც ექსპერიმენტები მიმდინარეობს ოთახის ტემპერატურაზე. თუმცა იაპონიაში 2018 წლისთვის ვარაუდობენ 40 K მომუშავე დეტექტორის გაშვებას (LCGT).

კიდევ ერთი ამბიციური პროექტი რომლის განხორცილებაც 2034 წლისთვისაა დაგეგმილი არის LISA. დედამიწის გრავიტაციული ველი არ გვაძლევს საშუალებას შევისწავლოთ 1 Hz დაბალი სიხშირის რხევები, ამიტომაც მზიდან 1 AU მანძილზე განთავსდება სამი თანამგზავრი. მათ შორის იქნება 5 10⁶ კმ მანძილი, ანუ გვექება საკმაოდ გრძელი ინტერფერომეტრი. თითოეული თანამგზავრში გვექნება თავისუფლად ვარდნილი ორი სხეული, რომლებიც იმოძრავებენ გეოდეზიურ წირზე. სწორედ ისინი იქნებიან არჩეული ათვლის სისტემად. აპარატმა უნდა შეძლოს სხეულების პოზიციის განსაზღვრა და გასწორდეს ძალიან მცირე რეაქტიული ჭალვებით, რათა არ მოხდეს სხეულების შეშფოთება. მსგავსი ტექნოლოგია პირველად დაინერგება LISA-ზე.

(LISA-ს კონცეპტიალური ნახატი)

წყარო:
https://en.wikipe...bservatory
http://lisa.nasa....
https://en.wikipe...ce_Antenna
https://en.wikipe.../Weber_bar
https://www.skate...