Войти
 Художественная концепция космического корабля LISA | |
| Тип миссии | Наблюдение за гравитационными волнами |
|---|---|
| Оператор | ESA |
| Веб-сайт | www.lisamission.org |
| Начало миссии | |
| Дата запуска | 2034 (планируется) |
| Параметры орбиты | |
| Система отсчета | Гелиоцентрическая |
| Большая полуось | 1 AU |
| Период | 1 год |
| Эпоха | планируется |
| Cosmic Vision ← ATHENA | |
Космическая антенна лазерного интерферометра (LISA ) - это предлагаемый космический зонд для обнаружения и точного измерения гравитационных волн - крохотная рябь в ткани пространства-времени - из астрономических источников. LISA станет первым специализированным детектором гравитационных волн космического базирования. Он предназначен для прямого измерения гравитационных волн с помощью лазерной интерферометрии. В концепции LISA есть созвездие из трех космических аппаратов, расположенных в равностороннем треугольнике со сторонами 2,5 миллиона км, летящих по земной гелиоцентрической орбите. Расстояние между спутниками точно отслеживается для обнаружения проходящей гравитационной волны.
Проект LISA начался как совместная работа НАСА и Европейского космического агентства ( ЕКА). Однако в 2011 году НАСА объявило, что не сможет продолжить партнерство LISA с Европейским космическим агентством из-за финансовых ограничений. Этот проект является признанным экспериментом ЦЕРН (RE8). Уменьшенный проект, первоначально известный как Новая обсерватория гравитационных волн (NGO ), был предложен в качестве одного из трех крупных проектов в долгосрочных планах ЕКА. В 2013 году ЕКА выбрало «Гравитационная Вселенная» в качестве темы одного из трех своих крупных проектов в 2030-х годах. тем самым он обязался запустить космическую обсерваторию гравитационных волн.
В январе 2017 года LISA была предложена в качестве миссии кандидата. 20 июня 2017 г. предлагаемая миссия получила цель разрешения на 2030-е годы и была одобрена в качестве одной из основных исследовательских миссий ЕКА.
Миссия LISA предназначена для прямого наблюдения гравитационных волн, которые являются искажениями пространства-времени, движущегося со скоростью света. Проходящие гравитационные волны попеременно сжимают и слегка растягивают предметы. Гравитационные волны вызваны энергетическими событиями во Вселенной и, в отличие от любого другого излучения, могут беспрепятственно проходить через промежуточную массу. Запуск LISA придаст новый смысл восприятию Вселенной учеными и позволит им изучать явления, невидимые в обычном свете.
Потенциальные источники сигналов - слияние массивных черных дыр в центр галактик, массивных черных дыр, вращающихся вокруг небольших компактных объектов, известных как спиралей с экстремальным отношением масс, двойных звезд компактных звезд в нашей Галактике и, возможно, других источников космологического происхождения, таких как очень ранняя фаза Большого взрыва, и спекулятивных астрофизических объектов, таких как космические струны и границы домена.
Орбитография и интерферометр космических аппаратов LISA - годичный оборот на гелиоцентрической орбите. Основная цель миссии LISA - обнаружение и измерение гравитационных волн, создаваемых компактными двойными системами и слиянием сверхмассивных черные дыры. LISA будет наблюдать гравитационные волны, измеряя дифференциальные изменения длины его плеч, как это определяется лазерной интерферометрией. Каждый из трех космических аппаратов LISA содержит два телескопа, два лазера и две тестовые гири (каждый 46 мм, весом около 2 кг, покрытый золотом куб из золота / платины), размещенных в двух оптических сборках, направленных на два других космических аппарата. Это формирует интерферометры типа Майкельсона, каждый из которых центрирован на одном из космических кораблей, с тестовыми массами, определяющими концы плеч. Вся конструкция, которая в десять раз больше орбиты Луны, будет размещена на солнечной орбите на том же расстоянии от Солнца, что и Земля, но отстает от Земли на 20 градусов, и с орбитальными плоскостями трех космических кораблей. наклонен относительно эклиптики примерно на 0,33 градуса, в результате чего плоскость треугольного космического корабля наклоняется на 60 градусов от плоскости эклиптики. Среднее линейное расстояние между формацией и Землей составит 50 миллионов километров.
Чтобы устранить негравитационные силы, такие как световое давление и солнечный ветер, на испытательные массы, каждый космический корабль сконструирован в качестве спутника с нулевым сопротивлением. Испытательная масса свободно плавает внутри, эффективно в свободном падении, в то время как космический корабль вокруг нее поглощает все эти локальные негравитационные силы. Затем, используя емкостное зондирование для определения положения космического корабля относительно массы, очень точные двигатели регулируют космический корабль так, чтобы он следовал за массой.
Чем длиннее плечи, тем чувствительнее детектор к долгопериодическим гравитационным волнам, но его чувствительность к длинам волн короче плеч (2,5 миллиона км соответствует 8,3 секундам или 0,12 Гц). Поскольку спутники находятся в свободном полете, расстояние легко регулируется перед запуском, причем верхние границы определяются размерами телескопов, необходимых на каждом конце интерферометра (которые ограничиваются размером обтекателя полезной нагрузки ракеты-носителя ) и стабильность орбиты созвездия (более крупные созвездия более чувствительны к гравитационным эффектам других планет, что ограничивает время жизни миссии). Другой зависящий от длины фактор, который необходимо компенсировать, - это «угол опережения точки» между входящим и выходящим лазерными лучами; телескоп должен принимать входящий луч с того места, где его партнер был несколько секунд назад, но направить исходящий луч туда, где его партнер будет через несколько секунд.
В первоначальном предложении LISA 2008 г. были рукава длиной 5 миллионов км (5 Gm). При переходе на eLISA в 2013 году были предложены участки протяженностью 1 миллион км. Утвержденное предложение LISA 2017 года предусматривает длину рукавов 2,5 миллиона км (2,5 Гм).
Вид усиленных эффектов + поляризованной гравитационной волны (стилизованный) на лазерных лучах / траекториях LISA. Как и большинство современных гравитационно-волновых обсерваторий, LISA основана на лазерной интерферометрии. Три его спутника образуют гигантский интерферометр Майкельсона, в котором два «подчиненных» спутника играют роль отражателей, а один «главный» спутник - роли источника и наблюдателя. Когда гравитационная волна проходит через интерферометр, длины двух плеч LISA меняются из-за искажений пространства-времени, вызванных волной. Фактически, LISA измеряет относительный фазовый сдвиг между одним локальным лазером и одним удаленным лазером с помощью световой интерференции. Сравнение между наблюдаемой частотой лазерного луча (в обратном луче) и локальной частотой лазерного луча (посланный луч) кодирует параметры волны.
В отличие от земных обсерваторий гравитационных волн, LISA не может удерживать свои руки «заблокированными» на фиксированной длине. Вместо этого расстояния между спутниками значительно варьируются в зависимости от орбиты каждого года, и детектор должен отслеживать постоянно меняющееся расстояние, считая миллионы длин волн, на которые расстояние изменяется каждую секунду. Затем сигналы разделяются в частотной области : изменения с периодами меньше одного дня представляют интерес, в то время как изменения с периодами в месяц или более не имеют значения.
Это различие означает, что LISA не может использовать высокоточные резонаторы Фабри – Перо и системы рециркуляции сигналов, такие как наземные детекторы, что ограничивает точность измерения длины. Но с руками, которые почти в миллион раз длиннее, движения, которые нужно обнаруживать, соответственно больше.
Тестовая миссия ESA под названием LISA Pathfinder (LPF) была запущена в 2015 году для тестирования технологии, необходимой для помещения тестовой массы в (почти) совершенно свободный условия падения. LPF состоит из одного космического корабля с одним из плеч интерферометра LISA, укороченным примерно до 38 см (15 дюймов), так что он помещается внутри одного космического корабля. 22 января 2016 года космический аппарат достиг своего рабочего местоположения на гелиоцентрической орбите в точке Лагранжа L1, где прошел ввод в эксплуатацию полезной нагрузки. Научные исследования начались 8 марта 2016 года. Целью LPF было продемонстрировать уровень шума в 10 раз хуже, чем необходимо для LISA. Однако LPF значительно превысил эту цель, приблизившись к уровням шума требований LISA.
Кривые шума детектора для LISA и eLISA в зависимости от частоты. Они находятся между полосами для наземных детекторов, таких как Advanced LIGO (aLIGO) и массивов синхронизации пульсаров, таких как European Pulsar Timing Array (EPTA). Также показаны характерные деформации потенциальных астрофизических источников. Для обнаружения характерная деформация сигнала должна быть выше кривой шума. Гравитационно-волновая астрономия стремится использовать прямые измерения гравитационных волн для изучения астрофизических систем и проверки Эйнштейна. теория гравитации. Косвенное свидетельство существования гравитационных волн было получено из наблюдений за уменьшающимися орбитальными периодами нескольких двойных пульсаров, таких как двойной пульсар Халса – Тейлора. В феврале 2016 года проект Advanced LIGO объявил, что он непосредственно обнаружил гравитационные волны от слияния черных дыр.
Наблюдение гравитационных волн требует двух вещей: сильного источника гравитационных волн, таких как слияние двух черных дыр, и чрезвычайно высокая чувствительность обнаружения. Инструмент, подобный LISA, должен уметь измерять относительные смещения с разрешением 20 пикометров - меньше диаметра атома гелия - на расстоянии в миллион километров, обеспечивая чувствительность к деформации лучше 1 часть в 10 в низкочастотном диапазоне около миллигерца.
Детектор типа LISA чувствителен к низкочастотной полосе спектра гравитационных волн, которая содержит множество астрофизически интересных источников. Такой детектор наблюдал бы сигналы от двойных звезд в нашей галактике (Млечный Путь ); сигналы от двойных сверхмассивных черных дыр в других галактиках ; и спирали и всплески с экстремальным отношением масс, создаваемые компактным объектом звездной массы , вращающимся вокруг сверхмассивной черной дыры. Есть также более умозрительные сигналы, такие как сигналы от космических струн и первичных гравитационных волн, генерируемых во время космологической инфляции.
LISA сможет обнаружить почти монохроматические гравитационные волны, исходящие от тесных двойных систем, состоящих из двух компактных звездных объектов (белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры ) в Млечном Пути. На низких частотах ожидается, что их будет так много, что они станут источником (переднего плана) шума для анализа данных LISA. Ожидается, что на более высоких частотах LISA обнаружит и разрешит около 25 000 компактных галактических двойных систем. Изучение распределения масс, периодов и местоположения этой популяции расскажет нам о формировании и эволюции двойных систем в галактике. Кроме того, LISA сможет разрешить 10 двойных систем, известных в настоящее время из электромагнитных наблюдений (и найти еще ≈500 с электромагнитными аналогами в пределах одного квадратного градуса). Совместное исследование этих систем позволит сделать вывод о других механизмах рассеяния в этих системах, например через приливные взаимодействия. Одной из известных на данный момент двоичных файлов, которую сможет разрешить LISA, является двоичная пара белых карликов ZTF J1539 + 5027 с периодом 6,91 минуты, вторая пара двоичных белых карликов с самым коротким периодом, обнаруженная на сегодняшний день.
LISA сможет обнаружить гравитационные волны от слияния пары (сверх) массивных черных дыр с массой между 10 и 10 массы Солнца вплоть до их самого раннего образования на красном смещении около z ≈ 15. Согласно наиболее консервативным моделям населения, каждый год будет происходить по крайней мере несколько таких событий. Для слияний ближе к (z <3), it will be able to determine the spins of the components, which carry information about the past evolution of the components (e.g. whether they have grown primarily through прирост или слияния). Для слияний в районе пика звездообразования (z ≈ 2) LISA сможет определить местонахождение слияния в пределах 100 квадратных градусов на ночном небе не менее чем за 24 часа до фактического слияния, что позволит электромагнитным телескопам искать аналоги с возможностью наблюдения. образование квазара после слияния.
на спиралях с экстремальным отношением масс (EMRIs) состоит из звездного компактного объекта (<60 solar masses) on a slowly decaying orbit around a massive black hole of around 10 solar masses. For the ideal case of a prograde orbit around a (nearly) maximally spinning black hole, LISA will be able to detect these events up to z=4. EMRIs are interesting because they are slowly evolving, spending around 10 orbits and between a few months and a few years in the LISA sensitivity band before merging. This allows very accurate (up to an error of 1 in 10) measurements of the properties of the system, including the mass and spin of the central object and the mass and orbital elements (эксцентриситет и наклон ) меньшего объекта. Ожидается, что EMRI будут происходить регулярно в центрах большинства галактик и в плотных звездных скоплениях. Консервативные оценки населения предсказывают, по крайней мере, одно обнаруживаемое событие в год для LISA.
LISA также сможет обнаруживать гравитационные волны, исходящие от слияния двойных черных дыр там, где легче черная дыра находится в промежуточном диапазоне черных дыр (от 10 до 10 солнечных масс). В случае, если оба компонента являются промежуточными черными дырами между 600 и 10 массами Солнца, LISA сможет обнаруживать события с красными смещениями около 1. В случае черной дыры промежуточной массы, спирально переходящей в массивную черную дыру (между 10 и 10 массами). массы Солнца) будут обнаруживаться как минимум до z = 3. Поскольку мало что известно о населении черных дыр промежуточной массы, нет хорошей оценки частоты событий для этих событий.
После объявления о обнаружении первой гравитационной волны, GW150914, стало понятно, что подобное событие будет обнаружено LISA задолго до слияния. Основываясь на оценках частоты событий LIGO, ожидается, что LISA обнаружит и разрешит около 100 двоичных файлов, которые через несколько недель или месяцев объединятся в полосе обнаружения LIGO. LISA сможет точно предсказать время слияния заранее и определить местоположение события на 1 квадратный градус в небе. Это значительно расширит возможности поиска электромагнитных двойных событий.
Гравитационные волновые сигналы от черных дыр могут дать намек на квантовую теорию гравитации.
LISA сможет независимо измерять красное смещение и расстояние до событий, происходящих относительно близко, с помощью (z <0.1) through the detection of massive black hole mergers and EMRIs. Consequently, it can make an independent measurement of the параметра Хаббла H0, который не зависит от использования лестница космических расстояний. Точность такого определения ограничена размером выборки и, следовательно, продолжительностью полета. При продолжительности полета в 4 года ожидается, что можно будет определить H 0 с помощью абсолютная ошибка 0,01 км / с / Мпк. На больших расстояниях события LISA могут (стохастически) быть связаны с электромагнитными аналогами, чтобы еще больше ограничить кривую расширения Вселенной.
Наконец, LISA будет чувствителен к фону стохастической гравитационной волны. и, генерируемые в ранней Вселенной по различным каналам, включая инфляцию, фазовые переходы первого рода, связанные со спонтанным нарушением симметрии и космические струны.
LISA также будет искать неизвестные в настоящее время (и немоделированные) источники гравитационных волн. История астрофизики показала, что всякий раз, когда доступен новый частотный диапазон / среда обнаружения, появляются новые неожиданные источники. Это может, например, включать перегибы и каспы в космических струнах.
Упрощенная работа обсерватории гравитационных волн Рисунок 1 : светоделитель (зеленая линия) разделяет когерентный свет (из белого ящика) 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). Рисунок 2 : Гравитационная волна, проходящая через левое плечо (желтый), изменяет свою длину и, следовательно, интерференционную картину. Предыдущие поиски для гравитационные волны в космосе проводились в течение коротких периодов планетными миссиями, преследовавшими другие основные научные цели (например, Кассини – Гюйгенс ), с использованием микроволнового доплеровского отслеживания для отслеживания колебаний в космическом корабле Земля. расстояние. Напротив, LISA - это специальная миссия, которая будет использовать лазерную интерферометрию для достижения гораздо более высокой чувствительности. Другие гравитационные антенны, такие как LIGO, VIRGO и GEO 600, уже работают на Земле, но их чувствительность низкие частоты ограничены наибольшей практической длиной руки, сейсмическим шумом и помехами от близлежащих движущихся масс. Таким образом, LISA и наземные детекторы дополняют друг друга, а не конкурируют, как и астрономические обсерватории в различных электромагнитных диапазонах (например, ультрафиолет и инфракрасный ).
Первые исследования дизайна для Детектор гравитационных волн для полетов в космос был разработан в 1980-х годах под названием LAGOS (Лазерная антенна для наблюдения гравитационного излучения в космосе). LISA впервые была предложена в качестве миссии для ЕКА в начале 1990-х. Сначала в качестве кандидата на M3- цикл, а затем как «краеугольный полет» программы «Горизонт 2000 плюс». В течение десятилетия конструкция была усовершенствована до треугольной конфигурации из трех космических кораблей с тремя 5-миллионными стрелами. Эта миссия была представлена как совместная миссия между ЕКА и НАСА в 1997 году.
В 2000-х годах совместная миссия ЕКА / НАСА LISA была определена в качестве кандидата на слот L1 в программе ESA Cosmic Vision на 2015-2025 годы. Однако из-за урезания бюджета, НАСА объявило в начале 2011 года, что я t не будет участвовать ни в одной из миссий ЕКА класса L. Тем не менее ЕКА решило продвинуть программу вперед и поручило миссиям-кандидатам L1 представить версии с уменьшенной стоимостью, которые можно было бы использовать в рамках бюджета ЕКА. Уменьшенная версия LISA была разработана только с двумя 1-миллионными рукавами под названием NGO (New / Next Gravitational wave Observatory). Несмотря на то, что НПО получила наивысший рейтинг с точки зрения научного потенциала, ЕКА решило запустить Jupiter Icy Moon Explorer (JUICE) в качестве своей миссии L1. Одна из основных проблем заключалась в том, что миссия LISA Pathfinder испытывала технические задержки, из-за чего не было уверенности, будет ли технология готова к запланированной дате запуска L1.
Вскоре после этого ESA объявило он будет выбирать темы для своих слотов миссий большого класса L2 и L3. Тема под названием «Гравитационная Вселенная» была сформулирована с помощью сокращенной НПО, переименованной в eLISA как миссия соломенного человека. В ноябре 2013 года ЕКА объявило, что выбрало «Гравитационную Вселенную» для своего слота миссии L3 (запуск ожидается в 2034 году). После успешного обнаружения гравитационных волн наземными детекторами LIGO в сентябре 2015 года НАСА выразило заинтересованность в возвращении к миссии в качестве младшего партнера. В ответ на призыв ЕКА представить предложения по миссии L3, посвященной теме "Гравитационная Вселенная", в январе 2017 года было представлено предложение о миссии для детектора с тремя ветвями длиной 2,5 миллиона км, снова названного LISA.
 | Викискладе есть средства массовой информации, связанные с космической антенной лазерного интерферометра. |
