Гравитационно-волновая обсерватория - Gravitational-wave observatory

Принципиальная схема лазерного интерферометра.

А детектор гравитационных волн (используется в гравитационно-волновая обсерватория) - это любое устройство, предназначенное для измерения крошечных искажений пространство-время называется гравитационные волны. С 1960-х годов были созданы и постоянно совершенствовались различные типы детекторов гравитационных волн. Современное поколение лазерных интерферометров достигло необходимой чувствительности для обнаружения гравитационных волн от астрономических источников, таким образом, они стали основным инструментом исследования. гравитационно-волновая астрономия.

В первое прямое обнаружение гравитационных волн сделано в 2015 г. Продвинутый LIGO обсерваторий, подвиг, удостоенный награды 2017 г. Нобелевская премия по физике.

Испытание

Прямое обнаружение гравитационных волн затруднено чрезвычайно маленький воздействие волн на детектор. Амплитуда сферической волны спадает обратно пропорционально расстоянию от источника. Таким образом, даже волны от экстремальных систем, таких как сливающиеся двойные черные дыры, к тому времени, как достигают Земли, затухают до очень малой амплитуды. Астрофизики предсказали, что некоторые гравитационные волны, проходящие через Землю, могут вызывать дифференциальное движение порядка 10−18 м в LIGO -размер инструмента.[1]

Резонансные массовые антенны

Простое устройство для обнаружения ожидаемого волнового движения называется антенной резонансной массы - большое твердое тело из металла, изолированное от внешних вибраций. Этот тип прибора был первым типом детектора гравитационных волн. Деформации в пространстве из-за падающей гравитационной волны возбуждают тело резонансная частота и, таким образом, может быть усилен до обнаруживаемых уровней. Вероятно, ближайшая сверхновая может быть достаточно сильной, чтобы ее можно было увидеть без резонансного усиления. Однако до 2018 года ни одно наблюдение гравитационных волн, которое было бы широко принято исследовательским сообществом, не проводилось ни на одном типе антенны с резонансной массой, несмотря на определенные заявления о наблюдениях исследователей, эксплуатирующих антенны.[нужна цитата ]

Было создано три типа резонансных массовых антенн: стержневые антенны для комнатной температуры, стержневые антенны с криогенным охлаждением и сферические антенны с криогенным охлаждением.

Самым ранним типом была антенна в форме стержня для комнатной температуры, называемая Вебер бар; они были доминирующими в 1960-х и 1970-х годах, и многие из них были построены по всему миру. В конце 1960-х - начале 1970-х годов Вебер и некоторые другие утверждали, что эти устройства обнаруживают гравитационные волны; однако другим экспериментаторам не удалось обнаружить гравитационные волны с их помощью, и был достигнут консенсус, что планки Вебера не будут практическим средством обнаружения гравитационных волн.[2]

Второе поколение резонансных массовых антенн, разработанных в 1980-х и 1990-х годах, представляло собой криогенные стержневые антенны, которые также иногда называют стержнями Вебера. В 1990-х годах было пять основных криогенных стержневых антенн: АУРИГА (Падуя, Италия), НАУТИЛУС (Рим, Италия), ИССЛЕДОВАТЕЛЬ (ЦЕРН, Швейцария), АЛЛЕГРО (Луизиана, США), НИОБА (Перт, Австралия). В 1997 году эти пять антенн, которыми управляли четыре исследовательские группы, сформировали Международное сотрудничество в области гравитационных событий (IGEC) за сотрудничество. Хотя было несколько случаев необъяснимых отклонений от фонового сигнала, подтвержденных случаев наблюдения гравитационных волн этими детекторами не было.

В 1980-х годах появилась также криогенная стержневая антенна под названием АЛЬТАИР, который вместе с антенной, работающей при комнатной температуре, называется ГЕОГРАВ был построен в Италии как прототип для более поздних стержневых антенн. Операторы детектора GEOGRAV утверждали, что наблюдали гравитационные волны, исходящие от сверхновой SN1987A (вместе с другим баром Вебера при комнатной температуре), но эти утверждения не были приняты широким сообществом.

Эти современные криогенные формы стержня Вебера работали с сверхпроводящие квантовые интерференционные устройства для обнаружения вибрации (например, ALLEGRO). Некоторые из них продолжали работать после того, как интерферометрические антенны начали достигать астрофизической чувствительности, например, AURIGA, ультракриогенный резонансный цилиндрический стержневой детектор гравитационных волн, основанный на INFN в Италии. Команды AURIGA и LIGO вели совместные наблюдения.[3]

В 2000-х годах появилось третье поколение резонансных массовых антенн - сферические криогенные антенны. Примерно в 2000 году были предложены четыре сферические антенны, две из которых были построены в уменьшенных размерах, остальные были отменены. Предлагаемые антенны были GRAIL (Нидерланды, уменьшены до MiniGRAIL ), TIGA (США, изготовлены небольшие прототипы), SFERA (Италия) и Graviton (Бразилия, уменьшены до Марио Шенберг ).

Две антенны уменьшенного размера, MiniGRAIL и Марио Шенберг, похожи по конструкции и используются совместно. MiniGRAIL базируется в Лейденский университет, и состоит из тщательно обработанной сферы весом 1150 кг (2540 фунтов), криогенно охлажденной до 20 мК (-273,1300 ° C; -459,6340 ° F).[4] Сферическая конфигурация обеспечивает одинаковую чувствительность во всех направлениях и в некоторой степени экспериментально проще, чем большие линейные устройства, требующие высокого вакуума. События обнаруживаются путем измерения деформация сферы детектора. MiniGRAIL обладает высокой чувствительностью в диапазоне 2–4 кГц, подходит для обнаружения гравитационных волн от нестабильностей вращающихся нейтронных звезд или слияний небольших черных дыр.[5]

В настоящее время принято считать, что современные криогенные резонансные масс-детекторы недостаточно чувствительны, чтобы обнаруживать что-либо, кроме чрезвычайно мощных (и, следовательно, очень редких) гравитационных волн.[нужна цитата ] По состоянию на 2020 год криогенные резонансные антенны не регистрировали гравитационные волны.

Лазерные интерферометры

Упрощенная работа обсерватории гравитационных волн
Рисунок 1: Светоделитель (зеленая линия) разделяет когерентный свет (из белого прямоугольника) на два луча, которые отражаются от зеркал (голубые продолговатые); показан только один исходящий и отраженный луч в каждом плече, разделенный для ясности. Отраженные лучи рекомбинируют, и обнаруживается интерференционная картина (фиолетовый кружок).
фигура 2: Гравитационная волна, проходящая через левую руку (желтая), изменяет свою длину и, следовательно, интерференционную картину.
Основная статья: Детектор интерферометрических гравитационных волн

Более чувствительный детектор использует лазер интерферометрия для измерения гравитационно-волнового движения между разделенными «свободными» массами.[6] Это позволяет разделять массы на большие расстояния (увеличивая размер сигнала); Еще одним преимуществом является то, что он чувствителен к широкому диапазону частот (а не только к частотам, близким к резонансу, как в случае стержней Вебера). В настоящее время работают наземные интерферометры. В настоящее время наиболее чувствительным является LIGO - Обсерватория гравитационных волн с лазерным интерферометром. LIGO имеет два детектора: один в Ливингстон, Луизиана; другой на Хэнфордский сайт в Ричленд, Вашингтон. Каждый состоит из двух легкие складские руки которые имеют длину 4 км. Они расположены под углом 90 градусов друг к другу, при этом свет проходит через вакуумные трубки диаметром 1 м (3 фута 3 дюйма), протянувшись на все 4 километра (2,5 мили). Проходящая гравитационная волна слегка растягивает одну руку, укорачивая другую. Именно к этому движению интерферометр Майкельсона наиболее чувствителен.[нужна цитата ]

Даже с такими длинными рукавами сильнейшие гравитационные волны изменят расстояние между концами рукавов не более чем на 10−18 метров. LIGO должен уметь обнаруживать гравитационные волны величиной с . Обновление до LIGO и других детекторов, таких как ДЕВА, GEO 600, и ТАМА 300 должен еще больше повысить чувствительность; приборы следующего поколения (Advanced LIGO Plus и Advanced Virgo Plus) будут в несколько раз более чувствительными. Еще один высокочувствительный интерферометр (КАГРА ) в настоящее время находится на этапе ввода в эксплуатацию. Ключевым моментом является то, что десятикратное увеличение чувствительности (радиуса «досягаемости») увеличивает доступный для прибора объем пространства на тысячу. Это увеличивает скорость, с которой должны быть замечены обнаруживаемые сигналы, с одного за десятки лет наблюдений до десятков в год.

Интерферометрические детекторы ограничены на высоких частотах дробовой шум, что происходит из-за того, что лазеры генерируют фотоны случайным образом; одна аналогия - с дождем - количество осадков, как и интенсивность лазера, можно измерить, но капли дождя, как и фотоны, падают в случайное время, вызывая колебания вокруг среднего значения. Это приводит к появлению шума на выходе детектора, подобного радиостатическому. Кроме того, при достаточно высокой мощности лазера случайный импульс, передаваемый тестовым массам лазерными фотонами, сотрясает зеркала, маскируя сигналы на низких частотах. Тепловой шум (например, Броуновское движение ) - еще один предел чувствительности. В дополнение к этим «стационарным» (постоянным) источникам шума все наземные детекторы также ограничены на низких частотах сейсмический шум и другие формы вибрации окружающей среды, а также другие «нестационарные» источники шума; скрипы в механических конструкциях, молнии или другие большие электрические помехи и т. д. также могут создавать шум, маскирующий событие, или даже могут имитировать событие. Все это должно быть принято во внимание и исключено анализом, прежде чем обнаружение может считаться истинным гравитационно-волновым событием.

Интерферометры космического базирования, такие как ЛИЗА и ДЕСИГО, также разрабатываются. Конструкция LISA предусматривает наличие трех тестовых масс, образующих равносторонний треугольник, при этом лазеры от каждого космического корабля к друг другу образуют два независимых интерферометра. Планируется, что LISA будет занимать солнечную орбиту за Землей, при этом каждое плечо треугольника будет составлять пять миллионов километров. Это помещает детектор в отличный вакуум далеко от земных источников шума, хотя он все равно будет подвержен дробовому шуму, а также артефактам, вызванным космические лучи и Солнечный ветер.

Эйнштейн @ Home

Основная статья: Эйнштейн @ Home

В некотором смысле, самые простые для обнаружения сигналы должны быть постоянными источниками. Слияние сверхновых и нейтронных звезд или черных дыр должно иметь большую амплитуду и быть более интересным, но генерируемые волны будут более сложными. Волны, испускаемые вращающейся неровной нейтронной звездой, будут "монохромный " - как чистый тон в акустика. Он не сильно изменился бы ни по амплитуде, ни по частоте.

В Эйнштейн @ Home проект - это распределенных вычислений проект похожий на SETI @ home предназначен для обнаружения этого типа простой гравитационной волны. Принимая данные из LIGO и GEO и отправляя их небольшими частями тысячам добровольцев для параллельного анализа на их домашних компьютерах, Einstein @ Home может проанализировать данные гораздо быстрее, чем это было бы возможно в противном случае.[7]

Массивы хронометража Pulsar

Основная статья: Временная матрица Pulsar

Другой подход к обнаружению гравитационных волн используется временные массивы пульсаров, такой как Европейская синхронизирующая матрица пульсаров,[8] то Североамериканская наногерцевая обсерватория гравитационных волн,[9] и Синхронизирующая матрица Parkes Pulsar.[10] Эти проекты предлагают обнаруживать гравитационные волны, глядя на эффект, который эти волны оказывают на входящие сигналы от массива из 20–50 хорошо известных миллисекундные пульсары. Поскольку гравитационная волна, проходящая через Землю, сжимает пространство в одном направлении и расширяет пространство в другом, время прихода пульсарных сигналов с этих направлений соответственно смещается. Изучая фиксированный набор пульсаров по небу, эти массивы должны уметь обнаруживать гравитационные волны в диапазоне наногерц. Ожидается, что такие сигналы будут испускаться парами сливающихся сверхмассивных черных дыр.[11]

Обнаружение в космическом микроволновом фоне

Основная статья: Космический микроволновый фон § Поляризация

Космический микроволновый фон, излучение, оставшееся после того, как Вселенная остыла достаточно для первые атомы, чтобы сформировать, может содержать отпечаток гравитационных волн от очень ранняя вселенная. Микроволновое излучение поляризовано. Шаблон поляризации можно разделить на два класса, называемых E-режимы и B-режимы. Это аналогично электростатика где электрическое поле (E-field) имеет исчезающую завиток и магнитное поле (B-field) имеет исчезающую расхождение. В E-режимы могут быть созданы различными процессами, но B-режимы могут быть созданы только гравитационное линзирование, гравитационные волны, или рассыпаясь от пыль.

17 марта 2014 г. астрономы на Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики объявил о явном обнаружении отпечатка гравитационные волны в космический микроволновый фон, что, в случае подтверждения, предоставит убедительные доказательства инфляция и Большой взрыв.[12][13][14][15] Однако 19 июня 2014 г. снизилась уверенность в подтверждении результатов;[16][17][18] а 19 сентября 2014 года доверие еще больше снизилось.[19][20] Наконец, 30 января 2015 г. Европейское космическое агентство объявил, что сигнал полностью можно отнести к пыль в Млечном Пути.[21]

Новые конструкции детекторов

Атомная интерферометрия.

В настоящее время существует два детектора, которые фокусируются на обнаружении в верхнем конце спектра гравитационных волн (10−7 до 105 Гц)[нужна цитата ]: один на Бирмингемский университет, Англия, а другой в INFN Генуя, Италия. Третий находится в разработке на Чунцинский университет, Китай. Детектор Бирмингема измеряет изменения в состоянии поляризации микроволновая печь луч циркулирует по замкнутому контуру диаметром около метра. Два из них были изготовлены, и в настоящее время ожидается, что они будут чувствительны к периодическим деформациям пространства-времени. , заданный как амплитудная спектральная плотность. Детектор INFN Genoa представляет собой резонансную антенну, состоящую из двух связанных сферических сверхпроводящий гармонические генераторы диаметром несколько сантиметров. Генераторы спроектированы так, чтобы иметь (в разъединенном состоянии) почти равные резонансные частоты. В настоящее время ожидается, что система будет иметь чувствительность к периодическим деформациям пространства-времени , с ожиданием достижения чувствительности . Детектор Чунцинского университета планируется обнаруживать реликтовые высокочастотные гравитационные волны с прогнозируемыми типичными параметрами ~ 1010 Гц (10 ГГц) и час ~ 10−30 до 10−31.

Левитирующий датчик-детектор - предлагаемый детектор гравитационных волн с частотой от 10 кГц до 300 кГц, потенциально исходящих от изначальные черные дыры.[22] Он будет использовать оптически левитирующие диэлектрические частицы в оптическом резонаторе.[23]

А торсионная антенна (TOBA) представляет собой предлагаемую конструкцию, состоящую из двух длинных тонких стержней, подвешенных в виде торсионного маятника крестообразно, в котором дифференциальный угол чувствителен к силам приливной гравитационной волны.

Детекторы на основе материальных волн (атомные интерферометры ) также были предложены и разрабатываются.[24][25] Предложения поступали с начала 2000-х годов.[26] Предлагается атомная интерферометрия для расширения полосы обнаружения в инфразвуковом диапазоне (10 мГц - 10 Гц),[27][28] где существующие наземные детекторы ограничены низкочастотным гравитационным шумом.[29] Демонстрационный проект под названием Интерферометр Гравитационная антенна на основе лазера на материальных волнах (MIGA) начала строительство в 2018 году в подземной среде LSBB (Рюстрель, Франция).[30]

Список детекторов гравитационных волн

Кривые шума для выбора детекторов в зависимости от частоты. Также показаны характерные деформации потенциальных астрофизических источников. Для обнаружения характерная деформация сигнала должна быть выше кривой шума.[31]

Резонансные масс-детекторы

Интерферометры

Интерферометрические детекторы гравитационных волн часто делятся на поколения в зависимости от используемой технологии.[33][34] Интерферометрические детекторы, развернутые в 1990-х и 2000-х годах, послужили испытательной площадкой для многих фундаментальных технологий, необходимых для первоначального обнаружения, и их обычно называют первым поколением.[34][33] Детекторы второго поколения, работавшие в 2010-х годах, в основном на тех же объектах, что и LIGO и VIRGO, усовершенствовали эти конструкции с помощью таких сложных технологий, как криогенные зеркала и инжекция сжатого вакуума.[34] Это привело к первому недвусмысленному обнаружению гравитационной волны с помощью Advanced LIGO в 2015 году. Детекторы третьего поколения в настоящее время находятся на стадии планирования и стремятся улучшить второе поколение за счет достижения большей чувствительности обнаружения и большего диапазона доступных частот. Все эти эксперименты включают в себя множество технологий, которые непрерывно разрабатываются в течение нескольких десятилетий, поэтому категоризация по поколениям является лишь приблизительной.

Пульсарное время


Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Whitcomb, S.E., «Прецизионная лазерная интерферометрия в проекте LIGO», Материалы Международного симпозиума по современным проблемам лазерной физики, 27 августа - 3 сентября 1995 г., Новосибирск., Публикация LIGO P950007-01-R
  2. ^ Обзор ранних экспериментов с использованием полос Вебера см. Левин, Дж. (Апрель 2004 г.). «Ранние эксперименты по обнаружению гравитационных волн, 1960-1975». Физика в перспективе. 6 (1): 42–75. Bibcode:2004Ф ..... 6 ... 42л. Дои:10.1007 / s00016-003-0179-6.
  3. ^ Сотрудничество AURIGA; LIGO Scientific Collaboration; Баджо; Cerdonio, M; Де Роса, М; Falferi, P; Fattori, S; Fortini, P; и другие. (2008). «Совместные поиски гравитационных всплесков волн с AURIGA и LIGO». Классическая и квантовая гравитация. 25 (9): 095004. arXiv:0710.0497. Bibcode:2008CQGra..25i5004B. Дои:10.1088/0264-9381/25/9/095004. HDL:11858 / 00-001M-0000-0013-72D5-D.
  4. ^ «MiniGRAIL, первый детектор сферических гравитационных волн». www.minigrail.nl. Получено 8 мая 2020.
  5. ^ де Ваард, Арлетт; Готтарди, Лучано; Фроссати, Джорджио (2000). "Детекторы сферических гравитационных волн: охлаждение и добротность небольшой сферы CuAl6% - В: Встреча Марселя Гроссмана по общей теории относительности". Рим, Италия. Цитировать журнал требует | журнал = (Помогите)
  6. ^ Идея использования лазерной интерферометрии для регистрации гравитационных волн была впервые упомянута Герштенштейном и Пустовойтом. 1963 Sov. Phys. – JETP 16 433. Вебер упомянул об этом в неопубликованной лабораторной тетради. Райнер Вайс впервые подробно описал практическое решение с анализом реальных ограничений техники в R. Weiss (1972). «Широкополосная гравитационная антенна с электромагнитной связью». Ежеквартальный отчет, Исследовательская лаборатория электроники, MIT 105: 54.
  7. ^ "Эйнштейн @ Дом". Получено 5 апреля 2019.
  8. ^ Janssen, G.H .; Stappers, B.W .; Kramer, M .; Purver, M .; Джесснер, А .; Cognard, I .; Bassa, C .; Wang, Z .; Камминг, А .; Каспи, В. М. (2008). «Европейская синхронизирующая матрица пульсаров». Материалы конференции AIP (Представлена ​​рукопись). 983: 633–635. Bibcode:2008AIPC..983..633J. Дои:10.1063/1.2900317.
  9. ^ «Североамериканская наногерцевая обсерватория гравитационных волн». www.nanograv.org. Получено 8 мая 2020.
  10. ^ "PPTA Wiki". www.atnf.csiro.au. Получено 8 мая 2020.
  11. ^ Hobbs, G.B .; Bailes, M .; Bhat, N. D. R .; Burke-Spolaor, S .; Чемпион, Д. Дж .; Coles, W .; Хотан, А .; Jenet, F .; и другие. (2008). «Обнаружение гравитационных волн с помощью пульсаров: статус проекта Parkes Pulsar Timing Array». Публикации Астрономического общества Австралии. 26 (2): 103–109. arXiv:0812.2721. Bibcode:2009PASA ... 26..103H. Дои:10.1071 / AS08023.
  12. ^ Персонал (17 марта 2014 г.). «Публикация результатов BICEP2 2014». Национальный фонд науки. Получено 18 марта 2014.
  13. ^ Клавин, Уитни (17 марта 2014 г.). «Технологии НАСА рассматривают рождение Вселенной». НАСА. Получено 17 марта 2014.
  14. ^ Прощай, Деннис (17 марта 2014 г.). "Обнаружение волн в космических опорах - ориентир теории Большого взрыва". Нью-Йорк Таймс. Получено 17 марта 2014.
  15. ^ Прощай, Деннис (24 марта 2014 г.). "Рябь от Большого взрыва". Нью-Йорк Таймс. Получено 24 марта 2014.
  16. ^ Прощай, Деннис (19 июня 2014 г.). "Астрономы хеджируют заявление об обнаружении Большого взрыва". Нью-Йорк Таймс. Получено 20 июн 2014.
  17. ^ Амос, Джонатан (19 июня 2014 г.). «Космическая инфляция: уверенность в сигнале Большого взрыва снижена». Новости BBC. Получено 20 июн 2014.
  18. ^ Ade, P.A.R .; и другие. (Сотрудничество BICEP2) (19 июня 2014 г.). «Обнаружение поляризации B-режима в градусных угловых масштабах с помощью BICEP2». Письма с физическими проверками. 112 (24): 241101. arXiv:1403.3985. Bibcode:2014ПхРвЛ.112х1101Б. Дои:10.1103 / PhysRevLett.112.241101. PMID  24996078.
  19. ^ Planck Collaboration Team (2016). «Промежуточные результаты Planck. XXX. Угловой спектр мощности излучения поляризованной пыли на средних и высоких галактических широтах». Астрономия и астрофизика. 586: A133. arXiv:1409.5738. Bibcode:2016A & A ... 586A.133P. Дои:10.1051/0004-6361/201425034.
  20. ^ Прощай, Деннис (22 сентября 2014 г.). «Исследование подтверждает критику открытия Большого взрыва». Нью-Йорк Таймс. Получено 22 сентября 2014.
  21. ^ Коуэн, Рон (30 января 2015 г.). «Открытие гравитационных волн теперь официально мертво». Природа. Дои:10.1038 / природа.2015.16830.
  22. ^ «Северо-западный регион возглавляет усилия по обнаружению новых типов космических событий». 16 июля 2019.
  23. ^ "Новый настольный детектор гравитационных волн для частот> 10 кГц, фаза II". Получено 19 июля 2019.
  24. ^ Стэнфордский университет (25 сентября 2019 г.). «Другой вид детектора гравитационных волн». Stanford News. Получено 26 ноября 2020.
  25. ^ Гейгер, Реми (29 ноября 2016 г.). «Детекторы гравитационных волн будущего на основе атомной интерферометрии». arXiv: 1611.09911 [gr-qc, физика: физика]. Дои:10.1142/9789813141766_0008.
  26. ^ Цзяо Р.Ю. (2004). «К MIGO, интерферометрической гравитационно-волновой обсерватории материальных волн и пересечению квантовой механики с общей теорией относительности». J. Mod. Opt. 51 (6–7): 861–99. arXiv:gr-qc / 0312096. Bibcode:2004JMOp ... 51..861C. Дои:10.1080/09500340408233603.
  27. ^ Бендер, Питер Л. (2011). "Комментарий к" Атомно-гравитационно-волновой интерферометрический датчик"". Физический обзор D. 84 (2): 028101. Bibcode:2011ПхРвД..84б8101Б. Дои:10.1103 / PhysRevD.84.028101.
  28. ^ Джонсон, Дэвид Марвин Слотер (2011). «АГИС-ЛЕО». Атомная интерферометрия с длинной базой. Стэндфордский Университет. С. 41–98.
  29. ^ Чайби, В. (2016). «Детектирование низкочастотных гравитационных волн с помощью наземных атомных интерферометров». Phys. Ред. D. 93 (2): 021101 (R). arXiv:1601.00417. Bibcode:2016ПхРвД..93б1101С. Дои:10.1103 / PhysRevD.93.021101.
  30. ^ Кануэль, Б. (2018). «Изучение гравитации с помощью крупномасштабного атомного интерферометра MIGA». Научные отчеты. 8 (1): 14064. arXiv:1703.02490. Bibcode:2018НатСР ... 814064C. Дои:10.1038 / s41598-018-32165-z. ЧВК  6138683. PMID  30218107.
  31. ^ Мур, Кристофер; Коул, Роберт; Берри, Кристофер (19 июля 2013 г.). «Детекторы и источники гравитационных волн». Архивировано из оригинал 16 апреля 2014 г.. Получено 17 апреля 2014.
  32. ^ а б Агиар, Одилио Денис (22 декабря 2010 г.). «Прошлое, настоящее и будущее резонансных детекторов гравитационных волн». Исследования в области астрономии и астрофизики. 11 (1): 1–42. Дои:10.1088/1674-4527/11/1/001. ISSN  1674-4527.
  33. ^ а б Пунтуро, М; Абернати, М. Acernese, F; Аллен, Б. Андерссон, Н. Арун, К; Бароне, Ф; Барр, B; Барсуглиа, М. (21 апреля 2010 г.). «Третье поколение гравитационно-волновых обсерваторий и их наука». Классическая и квантовая гравитация. 27 (8): 084007. Bibcode:2010CQGra..27х4007P. Дои:10.1088/0264-9381/27/8/084007. HDL:11858 / 00-001M-0000-0011-2EAE-2. ISSN  0264-9381.
  34. ^ а б c d е ж грамм час Гарри, Грегори М. (февраль 2012 г.). «Детекторы гравитационных волн второго поколения». Двенадцатая встреча Марселя Гроссмана. Штаб-квартира ЮНЕСКО, Париж, Франция: МИРОВОЙ НАУЧНЫЙ. С. 628–644. Дои:10.1142/9789814374552_0032. ISBN  978-981-4374-51-4.
  35. ^ "GEO High Frequency and Squeezing". www.geo600.org. Получено 18 сентября 2019.
  36. ^ Бхаттачарья, Папия (25 марта 2016 г.). "У индийского детектора LIGO есть деньги, в которых он нуждается, место в поле зрения и дата завершения". Провод. Получено 16 июн 2016.

внешняя ссылка