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गुरुत्वीय तरंग

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भौतिकी विज्ञान में स्पेस-टाइम की संरचना में उत्पन्न तरंगों को गुरुत्वीय तरंग (gravitational waves) या गुरुत्वाकर्षण तरंग कहते हैं। ये तरंगें किन्हीं द्रव्यमानों की सापेक्ष गति से उत्पन्न होती हैं तथा ब्रह्मांड में प्रकाश की गति से यात्रा करती हैं । अलबर्ट आइंस्टाइन ने वर्ष १९१६ में अपने सामान्य आपेक्षिकता सिद्धान्त के आधार पर इनके अस्तित्व की भविष्यवाणी की थी।

गुरुत्वाकर्षण तरंगों के अस्तित्व का पहला अप्रत्यक्ष प्रमाण 1974 में हल्स-टेलर बाइनरी पल्सर के अवलोकन से हुआ, जो की बाइनरी पल्सर द्वारा उत्पन्न गुरुत्वाकर्षण तरंगों से होने वाली ऊर्जा के क्षय (energy loss) के लिए सामान्य सापेक्षता के सिद्धांत के द्वारा की गईं गणना से मेल खाता था। 1993 में, रसेल एलन हल्स और जोसेफ हूटन टेलर जूनियर को इस खोज के लिए भौतिकी का नोबेल पुरस्कार मिला था। गुरुत्वाकर्षण तरंगों का पहला प्रत्यक्ष अवलोकन सितंबर 2015 में किया गया था, जब दो ब्लैक होल के विलय से उत्पन्न गुरुत्वीय तरंग सिग्नल लिविंगस्टन, लुइसियाना और हैनफोर्ड, वाशिंगटन स्थित LIGO गुरुत्वाकर्षण तरंग डिटेक्टर्स द्वारा मापा गया था। गुरुत्वाकर्षण तरंगों का प्रत्यक्ष रूप से पता लगाने में उनकी भूमिका के लिए 2017 का भौतिकी का नोबेल पुरस्कार रेनर वाइस, किप थॉर्न और बैरी बैरिश को प्रदान किया गया।

गुरुत्वीय तरंगों को मापना (detection) आसान नहीं है क्योंकि जब वे पृथ्वी पर पहुँचती हैं तब उनका आयाम (amplitude) बहुत कम होता है और 4 किलोमीटर लंबे L-आकार के LIGO डिटेक्टर में अपेक्षित परिवर्तन लगभग 10−21 होता है जो मापन की दृष्टि से बहुत ही कम है।[1] इसलिये इस काम के लिये अत्यन्त संवेदनशील (sensitive) संसूचक या डिटेक्टर चाहिये। अवांछनीय स्रोतों से मिलने वाले संकेत (रव / noise) इस कार्य में बहुत बाधक होते हैं। अनुमानतः गुरुत्वीय तरंगों की आवृत्ति 10−16 Hz से 104 Hz होती है।[2]

परिचय

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साँचा:अधिक उद्धरण आवश्यक अल्बर्ट आइंस्टीन के सापेक्षता के सामान्य सिद्धांत में, गुरुत्वाकर्षण को स्पेसटाइम की वक्रता से उत्पन्न एक परिघटना माना जाता है। यह वक्रता द्रव्यमान की उपस्थिति के कारण होती है। साँचा:क्रॉसरेफरेंस यदि द्रव्यमान गति करते हैं, तो स्पेसटाइम की वक्रता बदल जाती है। यदि गति गोलाकार रूप से सममित नहीं है, तो यह गति गुरुत्वाकर्षण तरंगों का कारण बन सकती है जो प्रकाश की गति से दूर तक फैलती हैं।[3]

जब कोई गुरुत्वाकर्षण तरंग किसी प्रेक्षक के पास से गुजरती है, तो वह प्रेक्षक तनाव के प्रभावों से स्पेसटाइम को विकृत पाता है। जैसे-जैसे तरंग गुजरती है, वस्तुओं के बीच की दूरियाँ तरंग की आवृत्ति के बराबर, लयबद्ध रूप से बढ़ती और घटती हैं। इस प्रभाव का परिमाण स्रोत से दूरी (दूरी का वर्ग नहीं) के विपरीत आनुपातिक है।[4]:227

प्रेरक बाइनरी न्यूट्रॉन तारे के बारे में अनुमान है कि वे गुरुत्वाकर्षण तरंगों का एक शक्तिशाली स्रोत होंगे क्योंकि वे एकत्रित होते हैं, क्योंकि उनके द्रव्यमान में बहुत अधिक त्वरण होता है क्योंकि वे एक-दूसरे के निकट परिक्रमा करते हैं। हालाँकि, इन स्रोतों से खगोलीय दूरियों के कारण, पृथ्वी पर मापे जाने पर प्रभाव बहुत कम होने का अनुमान है, जिनका तनाव 1020 में 1 भाग से भी कम होगा। असल में, ग्रेविटेशनल वेव्स किसी भी फ़्रीक्वेंसी पर हो सकती हैं। बहुत कम फ़्रीक्वेंसी वाली वेव्स को पल्सर टाइमिंग ऐरे का इस्तेमाल करके डिटेक्ट किया जा सकता है। इस टेक्नीक में, हमारी गैलेक्सी में दूर-दूर तक फैले लगभग 100 पल्सर की टाइमिंग को सालों तक मॉनिटर किया जाता है। उनके सिग्नल के आने के समय में डिटेक्ट होने वाले बदलाव, सुपरमैसिव ब्लैक होल (SMBH) के मर्ज होने से पैदा होने वाली ग्रेविटेशनल वेव्स के गुज़रने से हो सकते हैं, जिनकी वेवलेंथ लाइट-ईयर में मापी जाती है। इन टाइमिंग बदलावों का इस्तेमाल वेव्स के सोर्स का पता लगाने के लिए किया जा सकता है। |last8=ब्रेज़ियर |first8=एडम |last9=ब्रूक |first9=पॉल आर. |last10=बर्क-स्पोलार |first10=सारा |last11=बर्नेट |first11=रैंड |last12=केस |first12=रॉबिन |last13=चारिसी |first13=मारिया |last14=चटर्जी |first14=शमी |last15=चैट्ज़ियोआन्नौ |first15=कैटरीना |date=2023-07-01 |title=नैनोग्रैव 15 साल का डेटा सेट: ग्रेविटेशनल-वेव बैकग्राउंड के लिए सबूत |journal=द एस्ट्रोफिजिकल जर्नल लेटर्स |volume=951 |issue=1 |pages=L8 |doi=10.3847/2041-8213/acdac6 |doi-access=free |arxiv=2306.16213 |bibcode=2023ApJ...951L...8A |issn=2041-8205}}</ref> इस तकनीक का इस्तेमाल करके, एस्ट्रोनॉमर्स ने यूनिवर्स में होने वाले अलग-अलग SMBH मर्जर की 'हँस' की खोज की है। स्टीफन हॉकिंग और वर्नर इज़राइल ने ग्रेविटेशनल वेव्स के लिए अलग-अलग फ़्रीक्वेंसी बैंड लिस्ट किए हैं जिन्हें शायद डिटेक्ट किया जा सकता है, जो 10−7 Hz से लेकर 1011 Hz तक हैं।[5]

गुरुत्वाकर्षण की गति

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सापेक्षता के सामान्य सिद्धांत में गुरुत्वाकर्षण तरंगों की गति निर्वात में प्रकाश की गति, c के बराबर होती है।[6] विशेष सापेक्षता के सिद्धांत के अंतर्गत, स्थिरांक c केवल प्रकाश के बारे में ही नहीं है; बल्कि यह प्रकृति में किसी भी अन्योन्यक्रिया के लिए उच्चतम संभव गति है। औपचारिक रूप से, c समय की इकाई को स्थान की इकाई में बदलने के लिए एक रूपांतरण कारक है।[7] यह इसे एकमात्र ऐसी गति बनाता है जो किसी पर्यवेक्षक की गति या प्रकाश और/या गुरुत्वाकर्षण के स्रोत पर निर्भर नहीं करती है।

इतिहास

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[[फ़ाइल:ब्रह्मांड का इतिहास.svg|thumb|प्रारंभिक गुरुत्वाकर्षण तरंगों के ब्रह्मांडीय मुद्रास्फीति से उत्पन्न होने की परिकल्पना की गई है, जो बिग बैंग (2014) के ठीक बाद त्वरित विस्तार का एक चरण है।[8][9][10]]]

गुजरने के प्रभाव

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thumb|150px|कणों के एक वलय पर धनात्मक ध्रुवीकृत गुरुत्वाकर्षण तरंग का प्रभाव thumb|150px|कणों के एक वलय पर एक क्रॉस-ध्रुवित गुरुत्वाकर्षण तरंग का प्रभाव

गुरुत्वाकर्षण तरंगें लगातार पृथ्वी से गुजरती रहती हैं; हालाँकि, सबसे प्रबल तरंगों का भी बहुत कम प्रभाव होता है क्योंकि उनके स्रोत आमतौर पर बहुत दूर होते हैं। उदाहरण के लिए, GW150914 के प्रलयकारी अंतिम विलय से उत्पन्न तरंगें एक अरब प्रकाश-वर्ष से अधिक की यात्रा करने के बाद, स्पेसटाइम में एक लहर के रूप में पृथ्वी पर पहुँचीं, जिसने 4 किमी LIGO भुजा की लंबाई को प्रोटॉन की चौड़ाई के एक हज़ारवें हिस्से के बराबर बदल दिया, जो आनुपातिक रूप से सौर मंडल के बाहर निकटतम तारे की दूरी को एक बाल के बराबर बदलने के बराबर है।[11] यहाँ तक कि चरम गुरुत्वाकर्षण तरंगों का यह छोटा सा प्रभाव उन्हें पृथ्वी पर केवल सबसे परिष्कृत डिटेक्टरों के साथ ही देखने योग्य बनाता है।

एक गुजरती गुरुत्वाकर्षण तरंग के प्रभावों को, अत्यंत अतिरंजित रूप में, स्पेसटाइम के एक बिल्कुल समतल क्षेत्र की कल्पना करके देखा जा सकता है, जिसमें एक समतल में गतिहीन परीक्षण कणों का एक समूह पड़ा हो, उदाहरण के लिए, कंप्यूटर स्क्रीन की सतह। जैसे ही कोई गुरुत्वाकर्षण तरंग कणों के तल के लंबवत एक रेखा के साथ कणों से होकर गुजरती है, अर्थात, पर्यवेक्षक की दृष्टि रेखा का अनुसरण करते हुए, कण स्पेसटाइम में विकृति का अनुसरण करते हुए, "क्रूसिफ़ॉर्म" तरीके से दोलन करते हैं, जैसा कि एनिमेशन में दिखाया गया है। परीक्षण कणों द्वारा परिबद्ध क्षेत्र में कोई परिवर्तन नहीं होता है और संचरण की दिशा में कोई गति नहीं होती है।[उद्धरण चाहिए]

एनीमेशन में दर्शाए गए दोलनों को चर्चा के उद्देश्य से बढ़ा-चढ़ाकर पेश किया गया है। – वास्तव में, एक गुरुत्वाकर्षण तरंग का आयाम बहुत छोटा होता है (जैसा कि रैखिक गुरुत्वाकर्षण में बताया गया है)। हालाँकि, ये वृत्ताकार कक्षा में द्रव्यमानों के एक युग्म द्वारा उत्पन्न गुरुत्वाकर्षण तरंगों से जुड़े दोलनों के प्रकार को दर्शाने में मदद करते हैं। इस मामले में गुरुत्वाकर्षण तरंग का आयाम स्थिर है, लेकिन इसका ध्रुवीकरण तल कक्षीय दर से दोगुनी गति से बदलता या घूमता है, इसलिए समय-परिवर्तनशील गुरुत्वाकर्षण तरंग आकार, या 'आवधिक स्पेसटाइम तनाव', एनीमेशन में दिखाए गए अनुसार एक परिवर्तन प्रदर्शित करता है।[12] यदि द्रव्यमानों की कक्षा अण्डाकार है, तो गुरुत्वाकर्षण तरंग का आयाम भी आइंस्टीन के चतुर्ध्रुव सूत्र के अनुसार समय के साथ बदलता रहता है।[13]

अन्य तरंगोंों की तरह, गुरुत्वाकर्षण तरंग का वर्णन करने के लिए कई विशेषताओं का उपयोग किया जाता है:

  • आयाम: आमतौर पर h से दर्शाया जाता है, यह तरंग का आकार है – एनीमेशन में खिंचाव या संकुचन का अंश। यहाँ दर्शाया गया आयाम लगभग h=0.5 (या 50%) है। पृथ्वी से गुजरने वाली गुरुत्वीय तरंगें इस h≈10−20 से कई सेक्सटिलियन गुना कमज़ोर होती हैं।
  • आवृत्ति: इसे आमतौर पर f से दर्शाया जाता है, यह वह आवृत्ति है जिस पर तरंग दोलन करती है (1 को दो क्रमिक अधिकतम खिंचावों या संकुचनों के बीच के समय से विभाजित किया जाता है)
  • तरंगदैर्ध्य: इसे आमतौर पर λ से दर्शाया जाता है, यह तरंग के साथ अधिकतम खिंचाव या संकुचन वाले बिंदुओं के बीच की दूरी है।
  • गति: यह वह गति है जिस पर तरंग पर एक बिंदु (उदाहरण के लिए, अधिकतम खिंचाव या संकुचन वाला बिंदु) यात्रा करता है। छोटे आयामों वाली गुरुत्वाकर्षण तरंगों के लिए, यह तरंग की गति प्रकाश की गति (c) के बराबर होती है।

गुरुत्वाकर्षण तरंग की गति, तरंगदैर्घ्य और आवृत्ति समीकरण c = λf द्वारा संबंधित हैं, ठीक वैसे ही जैसे प्रकाश तरंग के लिए समीकरण। उदाहरण के लिए, यहाँ दिखाए गए एनिमेशन लगभग हर दो सेकंड में एक बार दोलन करते हैं। यह 0.5 हर्ट्ज़ की आवृत्ति और लगभग 600000 किमी की तरंगदैर्घ्य, या पृथ्वी के व्यास के 47 गुना के अनुरूप होगा।

उपरोक्त उदाहरण में, यह माना गया है कि तरंग रैखिक रूप से ध्रुवीकृत है, जिसमें एक "प्लस" ध्रुवीकरण है, जिसे h+ लिखा जाता है।

स्रोत

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thumb|right|upright=2|स्रोतों और डिटेक्टरों के साथ गुरुत्वाकर्षण तरंग स्पेक्ट्रम। साभार: नासा गोडार्ड स्पेस फ़्लाइट सेंटर[14] सामान्य शब्दों में, गुरुत्वाकर्षण तरंगें विशाल द्रव्यमान की विशाल, सुसंगत गतियों द्वारा विकीर्ण होती हैं, विशेष रूप से उन क्षेत्रों में जहाँ गुरुत्वाकर्षण इतना प्रबल होता है कि न्यूटोनियन गुरुत्वाकर्षण विफल होने लगता है।[15]:380 यह प्रभाव पूर्णतः गोलाकार सममित प्रणाली में नहीं होता है।[3] इस सिद्धांत का एक सरल उदाहरण एक घूमता हुआ डम्बल है। यदि डम्बल अपनी सममिति की धुरी पर घूमता है, तो यह गुरुत्वाकर्षण तरंगें उत्सर्जित नहीं करेगा; यदि यह सिरे से सिरे तक लुढ़कता है, जैसा कि एक दूसरे की परिक्रमा कर रहे दो ग्रहों के मामले में होता है, तो यह गुरुत्वाकर्षण तरंगें उत्सर्जित करेगा। डम्बल जितना भारी होगा, और जितनी तेज़ी से लुढ़केगा, उतना ही अधिक गुरुत्वाकर्षण विकिरण उत्सर्जित करेगा। किसी चरम स्थिति में, जैसे कि जब डम्बल के दो भार न्यूट्रॉन तारे या ब्लैक होल जैसे विशाल तारे हों, जो एक दूसरे की तेज़ी से परिक्रमा कर रहे हों, तो महत्वपूर्ण मात्रा में गुरुत्वाकर्षण विकिरण उत्सर्जित होगा।

बाइनरी

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[[फ़ाइल:orbit2.gif|thumb|असमान द्रव्यमान वाले दो तारे वृत्ताकार कक्षाओं में हैं। प्रत्येक तारे अपने उभयनिष्ठ द्रव्यमान केंद्र (छोटे लाल क्रॉस द्वारा दर्शाया गया) के चारों ओर एक वृत्त में परिक्रमा करता है, जिसमें बड़े द्रव्यमान वाले तारे की कक्षा छोटी होती है।]] thumb|समान द्रव्यमान वाले दो तारे अपने द्रव्यमान केंद्र के चारों ओर वृत्ताकार कक्षाओं में [[फ़ाइल:orbit5.gif|thumb|समान द्रव्यमान वाले दो तारे अपने द्रव्यमान केंद्र के चारों ओर अत्यधिक अण्डाकार कक्षाओं में]]

गुरुत्वाकर्षण तरंगें ऊर्जा को अपने स्रोतों से दूर ले जाती हैं और परिक्रमा करने वाले पिंडों के मामले में, यह कक्षा में एक सर्पिलाकार या घटते क्रम से जुड़ा होता है।[16][17] उदाहरण के लिए, दो द्रव्यमानों – के एक सरल तंत्र की कल्पना करें, जैसे पृथ्वी-सूर्य तंत्र – , जो वृत्ताकार कक्षाओं में प्रकाश की गति की तुलना में धीमी गति से गतिमान है। मान लीजिए कि ये दोनों द्रव्यमान x–y तल में एक वृत्ताकार कक्षा में एक-दूसरे की परिक्रमा करते हैं। एक अच्छे अनुमान के अनुसार, ये द्रव्यमान सरल केप्लरीय कक्षाों का अनुसरण करते हैं। हालाँकि, ऐसी कक्षा एक परिवर्तनशील चतुष्ध्रुव आघूर्ण का प्रतिनिधित्व करती है। अर्थात्, यह प्रणाली गुरुत्वाकर्षण तरंगें उत्सर्जित करेगी।

सघन बाइनरी

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श्वेत बौने और न्यूट्रॉन तारे जैसे संक्षिप्त तारे, बाइनरी के घटक हो सकते हैं। उदाहरण के लिए, 1.89×108 मीटर (189,000 किमी) की दूरी पर एक वृत्ताकार कक्षा में सौर द्रव्यमान के न्यूट्रॉन तारों के एक जोड़े की परिक्रमा अवधि 1,000 सेकंड और अपेक्षित जीवनकाल 1.30×1013 सेकंड या लगभग 414,000 वर्ष है। ऐसी प्रणाली को LISA द्वारा देखा जा सकता है, यदि वह बहुत दूर न हो। इस श्रेणी में परिक्रमा अवधि वाले श्वेत बौने बाइनरी की एक बहुत बड़ी संख्या मौजूद है। श्वेत बौने बाइनरी में सूर्य के क्रम में द्रव्यमान और पृथ्वी के क्रम में व्यास होते हैं। वे 10,000 किलोमीटर से ज़्यादा पास नहीं आ सकते, इससे पहले कि वे विलय हो जाएँ और एक सुपरनोवा में विस्फोट हो जाएँ, जिससे गुरुत्वाकर्षण तरंगों का उत्सर्जन भी बंद हो जाएगा। तब तक, उनका गुरुत्वाकर्षण विकिरण एक न्यूट्रॉन तारे के द्विआधारी विकिरण के बराबर होगा।

ब्लैक होल बाइनरी

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ब्लैक होल बाइनरी अपने इन-स्पाइरल, विलय, और रिंग-डाउन चरणों के दौरान गुरुत्वाकर्षण तरंगें उत्सर्जित करते हैं। इसलिए, 1990 के दशक के आरंभ में भौतिकी समुदाय ने बाइनरी ब्लैक होल ग्रैंड चैलेंज अलायंस के साथ इन प्रणालियों से गुरुत्वाकर्षण तरंगों के तरंगरूपों की भविष्यवाणी करने के लिए एक ठोस प्रयास किया।[18] उत्सर्जन का सबसे बड़ा आयाम विलय चरण के दौरान होता है, जिसे संख्यात्मक सापेक्षता की तकनीकों के साथ मॉडल किया जा सकता है।[19][20][21] गुरुत्वाकर्षण तरंगों का पहला प्रत्यक्ष पता लगाना, GW150914, दो ब्लैक होल के विलय से उत्पन्न हुआ।

thumb| गुरुत्वाकर्षण तरंगों के स्रोत, विलय होते न्यूट्रॉन तारों की कलाकार की छाप[22]

जब किसी न्यूट्रॉन तारे की कक्षा 1.89×106 मीटर (1890 किमी) तक कम हो जाती है, तो उसका शेष जीवनकाल लगभग 130,000 सेकंड या 36 घंटे होता है। कक्षीय आवृत्ति शुरुआत में 1 कक्षा प्रति सेकंड से लेकर विलय के समय कक्षा के 20 किमी तक सिकुड़ने पर 918 कक्षा प्रति सेकंड तक भिन्न होगी। उत्सर्जित अधिकांश गुरुत्वाकर्षण विकिरण कक्षीय आवृत्ति से दोगुनी होगी। विलय से ठीक पहले, इंस्पिरल को LIGO द्वारा देखा जा सकता था यदि ऐसा कोई बाइनरी काफी करीब होता। LIGO के पास अपने कुल कक्षीय जीवनकाल में से इस विलय को देखने के लिए केवल कुछ मिनट हैं जो अरबों वर्ष हो सकते हैं। अगस्त 2017 में, LIGO और विर्गो ने GW170817 में पहला बाइनरी न्यूट्रॉन तारा इंस्पिरल देखा, और 70 वेधशालाओं ने विद्युत चुम्बकीय समकक्ष, आकाशगंगा NGC 4993 में एक किलोनोवा, 40 मेगापार्सेक दूर, का पता लगाने के लिए सहयोग किया, जिसने विलय के कुछ सेकंड बाद एक छोटा गामा किरण विस्फोट (GRB 170817A) उत्सर्जित किया, उन्नत LIGO डिटेक्टर 200 मेगापार्सेक दूर तक ऐसी घटनाओं का पता लगाने में सक्षम होने चाहिए; इस सीमा पर, प्रति वर्ष लगभग 40 पता लगाने की उम्मीद की जाएगी।[23]

सुपरनोवा

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सुपरनोवा एक क्षणिक खगोलीय घटना है जो किसी विशाल तारे के जीवन के अंतिम तारकीय विकासात्मक चरणों के दौरान घटित होती है, जिसका नाटकीय और विनाशकारी विनाश एक अंतिम विशाल विस्फोट द्वारा चिह्नित होता है। यह विस्फोट कई तरीकों में से किसी एक में हो सकता है, लेकिन इन सभी में तारे के पदार्थ का एक महत्वपूर्ण भाग अत्यधिक उच्च वेगों (प्रकाश की गति के 10% तक) से आसपास के अंतरिक्ष में उड़ जाता है। जब तक इन विस्फोटों में पूर्ण गोलाकार समरूपता न हो (अर्थात, जब तक पदार्थ सभी दिशाओं में समान रूप से न फूटे), विस्फोट से गुरुत्वाकर्षण विकिरण होगा। ऐसा इसलिए है क्योंकि गुरुत्वाकर्षण तरंगें एक परिवर्तनशील चतुष्ध्रुव आघूर्ण द्वारा उत्पन्न होती हैं, जो केवल तभी हो सकती है जब द्रव्यमानों की असममित गति हो। चूंकि सुपरनोवा के घटित होने की सटीक प्रक्रिया पूरी तरह से समझ में नहीं आई है, इसलिए उनके द्वारा उत्सर्जित गुरुत्वाकर्षण विकिरण का मॉडल बनाना आसान नहीं है।

घूमते न्यूट्रॉन तारे

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जैसा कि ऊपर बताया गया है, द्रव्यमान वितरण केवल तभी गुरुत्वाकर्षण विकिरण उत्सर्जित करेगा जब द्रव्यमानों के बीच गोलाकार रूप से असममित गति हो। एक घूमता न्यूट्रॉन तारा आमतौर पर कोई गुरुत्वाकर्षण विकिरण उत्सर्जित नहीं करेगा क्योंकि न्यूट्रॉन तारे अत्यधिक सघन पिंड होते हैं जिनका गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र प्रबल होता है जो उन्हें लगभग पूर्णतः गोलाकार बनाए रखता है। हालाँकि, कुछ मामलों में, सतह पर हल्की विकृतियाँ हो सकती हैं जिन्हें "पहाड़" कहा जाता है, जो सतह से 10 सेंटीमीटर (4 इंच) से ज़्यादा ऊँची नहीं होतीं,[24] जो घूर्णन को गोलाकार रूप से असममित बनाती हैं। इससे तारे को एक चतुर्ध्रुव आघूर्ण प्राप्त होता है जो समय के साथ बदलता रहता है, और यह तब तक गुरुत्वाकर्षण तरंगें उत्सर्जित करता रहेगा जब तक कि विकृतियाँ दूर नहीं हो जातीं।

शुरुआती ग्रेविटेशनल वेव

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शुरुआती यूनिवर्स की ग्रेविटेशनल वेव कॉस्मोलॉजी के लिए एक अनोखी जांच दे सकती हैं। क्योंकि ये वेव मैटर के साथ बहुत कमज़ोर तरीके से इंटरैक्ट करती हैं, इसलिए वे बहुत शुरुआती समय से ही आज़ादी से फैलती हैं, जब दूसरे सिग्नल एनर्जी की ज़्यादा डेंसिटी में फंस जाते हैं। अगर इस ग्रेविटेशनल रेडिएशन का पता लगाया जा सके, तो यह ग्रेविटेशनल वेव बैकग्राउंड कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड डेटा के लिए कॉम्प्लिमेंट्री होगा।[25] हालांकि, शुरुआती ग्रेविटेशनल वेव के होने का अंदाज़ा उनके असर से भी लगाया जा सकता है।

शुरुआती ब्रह्मांड में "धीमी गति" कॉस्मिक इन्फ्लेशन के मॉडल प्रारंभिक गुरुत्वाकर्षण तरंगों की भविष्यवाणी करते हैं जो कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड के ध्रुवीकरण को प्रभावित करेंगे, जिससे B-मोड ध्रुवीकरण का एक विशिष्ट पैटर्न बनेगा। इस पैटर्न का पता लगाने से मुद्रास्फीति के सिद्धांत का समर्थन होगा और उनकी ताकत मुद्रास्फीति के विभिन्न मॉडलों की पुष्टि और बहिष्कार कर सकती है।[26][27]

जबकि दावा है कि B-मोड पोलराइजेशन के इस खास पैटर्न को BICEP2 इंस्ट्रूमेंट से मापा गया था[28] को बाद में प्लैंक प्रयोग के नए परिणामों के कारण ब्रह्मांडीय धूल के लिए जिम्मेदार ठहराया गया,[29][27]:253 फोरग्राउंड डस्ट के लिए कम्पनसेशन के साथ बाद के रीएनालिसिस में लैम्ब्डा-CDM मॉडल के रिजल्ट्स के साथ एग्रीमेंट में लिमिट्स दिखाई देती हैं।[30]

गुण और व्यवहार

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एनर्जी, मोमेंटम और एंगुलर मोमेंटम

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पानी की लहरें, साउंड वेव और इलेक्ट्रोमैग्नेटिक वेव एनर्जी, मोमेंटम, और एंगुलर मोमेंटम ले जा सकती हैं और ऐसा करके वे उन्हें सोर्स से दूर ले जाती हैं।[31] ग्रेविटेशनल वेव भी यही काम करती हैं। इसलिए, उदाहरण के लिए, एक बाइनरी सिस्टम एंगुलर मोमेंटम खो देता है क्योंकि दो ऑर्बिटिंग ऑब्जेक्ट एक-दूसरे की ओर स्पाइरल करते हैं। – ग्रेविटेशनल वेव एंगुलर मोमेंटम को दूर ले जाती हैं। वेव लीनियर मोमेंटम भी ले जा सकती हैं, यह एक ऐसी संभावना है जिसके एस्ट्रोफिजिक्स के लिए कुछ दिलचस्प असर हो सकते हैं।[32] दो सुपरमैसिव ब्लैक होल के मिलने के बाद, लीनियर मोमेंटम का एमिशन एक "किक" पैदा कर सकता है जिसका एम्प्लिट्यूड इतना बड़ा हो 4000 km/s. यह इतनी तेज़ है कि कोलेसेस्ड ब्लैक होल को उसकी होस्ट गैलेक्सी से पूरी तरह बाहर निकाल सकती है। भले ही किक ब्लैक होल को पूरी तरह से बाहर निकालने के लिए बहुत छोटी हो, लेकिन यह इसे गैलेक्सी के न्यूक्लियस से कुछ समय के लिए हटा सकती है, जिसके बाद यह सेंटर के चारों ओर घूमेगा, और आखिरकार रुक जाएगा।[33] A किक किया गया ब्लैक होल अपने साथ एक तारा समूह भी ले जा सकता है, जिससे एक हाइपर-कॉम्पैक्ट तारकीय प्रणाली बन सकती है।[34] या इसमें गैस हो सकती है, जिससे रिकॉइलिंग ब्लैक होल कुछ समय के लिए "नेकेड क्वासर" जैसा दिख सकता है।

क्वासर SDSS J092712.65+294344.0 में एक पीछे हटने वाला सुपरमैसिव ब्लैक होल माना जाता है।[35]

रेडशिफ्टिंग

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इलेक्ट्रोमैग्नेटिक वेव की तरह, ग्रेविटेशनल वेव को सोर्स और ऑब्जर्वर की रिलेटिव वेलोसिटी (डॉप्लर इफ़ेक्ट) के कारण वेवलेंथ में बदलाव और फ़्रीक्वेंसी दिखानी चाहिए, लेकिन स्पेसटाइम की खराबी, जैसे कॉस्मिक एक्सपेंशन के कारण भी।[31][36] रेडशिफ्टिंग गुरुत्वाकर्षण तरंगों का गुरुत्वाकर्षण लाल विस्थापन गुरुत्वाकर्षण के कारण लाल विस्थापन से भिन्न है (गुरुत्वाकर्षण लाल विस्थापन)।

क्वांटम ग्रेविटी, वेव-पार्टिकल पहलू, और ग्रैविटन

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क्वांटम फील्ड थ्योरी के फ्रेमवर्क में, ग्रेविटन एक काल्पनिक एलिमेंट्री पार्टिकल को दिया गया नाम है, जिसके बारे में माना जाता है कि वह फोर्स कैरियर है जो ग्रेविटी को मीडिएट करता है। हालांकि, ग्रैविटन का होना अभी तक साबित नहीं हुआ है, और अभी तक कोई साइंटिफिक मॉडल मौजूद नहीं है जो जनरल रिलेटिविटी, जो ग्रेविटी को बताता है, और स्टैंडर्ड मॉडल, जो बाकी सभी फंडामेंटल फोर्स को बताता है, के बीच सफलतापूर्वक तालमेल बिठा सके। क्वांटम ग्रेविटी जैसी कोशिशें की गई हैं, लेकिन अभी तक उन्हें स्वीकार नहीं किया गया है।

अगर ऐसा कोई पार्टिकल मौजूद है, तो उम्मीद है कि वह मासलेस होगा (क्योंकि ग्रेविटेशनल फोर्स की रेंज अनलिमिटेड लगती है) और वह स्पिन-2 बोसोन होना चाहिए। यह दिखाया जा सकता है कि कोई भी बिना मास वाला स्पिन-2 फील्ड एक ऐसा फोर्स पैदा करेगा जिसे ग्रेविटेशन से अलग नहीं किया जा सकता, क्योंकि बिना मास वाला स्पिन-2 फील्ड स्ट्रेस-एनर्जी टेंसर से उसी तरह कपल (इंटरैक्ट) करता है जैसे ग्रेविटेशनल फील्ड करता है; इसलिए अगर कभी कोई बिना मास वाला स्पिन-2 पार्टिकल खोजा गया, तो वह शायद दूसरे बिना मास वाले स्पिन-2 पार्टिकल से बिना किसी और फर्क के ग्रैविटॉन होगा।[37] ऐसी खोज क्वांटम थ्योरी को ग्रेविटी के साथ जोड़ देगी।[38]

शुरुआती यूनिवर्स की स्टडी के लिए महत्व

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मैटर के साथ ग्रेविटी के कपलिंग की कमजोरी के कारण, ग्रेविटेशनल वेव्स बहुत कम एब्जॉर्प्शन या स्कैटरिंग का अनुभव करती हैं, भले ही वे एस्ट्रोनॉमिकल दूरी पर ट्रैवल करती हों। खास तौर पर, ग्रेविटेशनल वेव्स पर बहुत शुरुआती यूनिवर्स की ओपेसिटी का कोई असर नहीं होने की उम्मीद है। इन शुरुआती फेज में, स्पेस अभी तक "ट्रांसपेरेंट" नहीं हुआ था, इसलिए लाइट, रेडियो वेव्स और दूसरे इलेक्ट्रोमैग्नेटिक रेडिएशन पर आधारित ऑब्जर्वेशन जो बहुत पहले के समय में हैं, वे लिमिटेड या अवेलेबल नहीं हैं। इसलिए, उम्मीद है कि ग्रेविटेशनल वेव्स में, सिद्धांत रूप में, बहुत शुरुआती यूनिवर्स के बारे में बहुत सारा ऑब्ज़र्वेशनल डेटा देने की क्षमता होगी। [39]

यात्रा की दिशा तय करना

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ग्रेविटेशनल वेव्स का सीधे पता लगाने में मुश्किल का मतलब है कि एक अकेले डिटेक्टर के लिए खुद से सोर्स की दिशा पहचानना भी मुश्किल है। इसलिए, कई डिटेक्टर इस्तेमाल किए जाते हैं, सिग्नल को दूसरे "शोर" से अलग करने के लिए, यह कन्फर्म करके कि सिग्नल धरती का नहीं है, और ट्रायंगुलेशन के ज़रिए दिशा तय करने के लिए भी। यह तकनीक इस बात का इस्तेमाल करती है कि लहरें लाइट की स्पीड से चलती हैं और अपने सोर्स की दिशा के आधार पर अलग-अलग समय पर अलग-अलग डिटेक्टर तक पहुँचेंगी। हालाँकि पहुँचने के समय में कुछ मिलीसेकंड का ही अंतर हो सकता है, लेकिन यह लहर के शुरू होने की दिशा को काफी सटीकता से पहचानने के लिए काफी है।

सिर्फ़ GW170814 के मामले में घटना के समय तीन डिटेक्टर काम कर रहे थे, इसलिए दिशा ठीक से तय है। तीनों इंस्ट्रूमेंट्स से पता लगाने पर सोर्स की जगह का बहुत सटीक अंदाज़ा लगा, जिसमें सिर्फ़ 60 डिग्री2 का 90% भरोसेमंद इलाका था, जो पहले से 20 गुना ज़्यादा सटीक था।[40]==इन्हें भी देखें==

ग्रेविटेशनल वेव एस्ट्रोनॉमी

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दो न्यूट्रॉन स्टार के एक-दूसरे का चक्कर लगाने से पैदा होने वाली ग्रेविटेशनल वेव का टू-डायमेंशनल रिप्रेजेंटेशन।

पिछली सदी में, यूनिवर्स को देखने के नए तरीकों के इस्तेमाल से एस्ट्रोनॉमी में क्रांति आ गई है। एस्ट्रोनॉमिकल ऑब्ज़र्वेशन शुरू में विज़िबल लाइट का इस्तेमाल करके किए जाते थे। गैलीलियो गैलीली ने इन ऑब्ज़र्वेशन को बेहतर बनाने के लिए टेलिस्कोप का इस्तेमाल शुरू किया। हालांकि, विज़िबल लाइट इलेक्ट्रोमैग्नेटिक स्पेक्ट्रम का सिर्फ़ एक छोटा सा हिस्सा है, और दूर के यूनिवर्स की सभी चीज़ें इस खास बैंड में तेज़ी से नहीं चमकती हैं। ज़्यादा जानकारी मिल सकती है, उदाहरण के लिए, रेडियो वेवलेंथ में। रेडियो टेलिस्कोप का इस्तेमाल करके, एस्ट्रोनॉमर्स ने पल्सर और क्वासर की खोज की है, उदाहरण के लिए। माइक्रोवेव बैंड में ऑब्ज़र्वेशन से बिग बैंग के हल्के निशान का पता चला, एक खोज जिसे स्टीफन हॉकिंग ने "सदी की सबसे बड़ी खोज, अगर अब तक की नहीं" कहा था। गामा रे, एक्स-रे, अल्ट्रावॉयलेट लाइट, और इंफ्रारेड लाइट का इस्तेमाल करके ऑब्ज़र्वेशन में इसी तरह की तरक्की ने भी एस्ट्रोनॉमी में नई जानकारी दी है। जैसे-जैसे स्पेक्ट्रम के ये सभी हिस्से खुले हैं, नई खोजें हुई हैं जो वरना नहीं हो सकती थीं। एस्ट्रोनॉमी कम्युनिटी को उम्मीद है कि यही बात ग्रेविटेशनल वेव्स के लिए भी सच है।[41][42] ग्रेविटेशनल वेव्स की दो ज़रूरी और अनोखी खूबियां होती हैं। पहली, बिना चार्ज वाले ब्लैक होल के बाइनरी सिस्टम से वेव्स बनने के लिए आस-पास किसी भी तरह के मैटर की ज़रूरत नहीं होती, जिससे कोई इलेक्ट्रोमैग्नेटिक रेडिएशन नहीं निकलता। दूसरी, ग्रेविटेशनल वेव्स किसी भी बीच में आने वाले मैटर से बिना ज़्यादा बिखरे गुज़र सकती हैं। जबकि दूर के तारों से आने वाली रोशनी इंटरस्टेलर डस्ट से ब्लॉक हो सकती है, उदाहरण के लिए, ग्रेविटेशनल वेव्स असल में बिना किसी रुकावट के गुज़र जाएंगी। ये दो खूबियां ग्रेविटेशनल वेव्स को ऐसी एस्ट्रोनॉमिकल घटनाओं के बारे में जानकारी ले जाने देती हैं जिन्हें इंसानों ने अब तक कभी नहीं देखा है।[43]name="ब्लैक होल्स, कॉस्मिक कोलिजन्स एंड द रिपलिंग ऑफ़ स्पेसटाइम">मैक, केटी (2017-06-12). "ब्लैक होल्स, कॉस्मिक कोलिजन्स एंड द रिपलिंग ऑफ़ स्पेसटाइम". साइंटिफिक अमेरिकन (ब्लॉग्स).</ref>

ऊपर बताए गए ग्रेविटेशनल वेव्स के सोर्स ग्रेविटेशनल-वेव स्पेक्ट्रम (10−7 से 105 Hz) के लो-फ़्रीक्वेंसी एंड में हैं। ग्रेविटेशनल-वेव स्पेक्ट्रम के हाई-फ़्रीक्वेंसी एंड पर एक एस्ट्रोफिजिकल सोर्स (10 Hz से ऊपर और शायद 10 Hz)[तथ्य वांछित] रेलिक ग्रेविटेशनल वेव्स जेनरेट करता है, जिनके बारे में थ्योरी है कि वे बिग बैंग के धुंधले निशान हैं, जैसे कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड।[44] इन हाई फ़्रीक्वेंसी पर यह पॉसिबल है कि सोर्स "मैन मेड" हो सकते हैं[5] यानी, ग्रेविटेशनल वेव्ज़ लैब में जेनरेट और डिटेक्ट की गई हों।[45][46]

हबल स्पेस टेलीस्कोप द्वारा पता लगाई गई दो मिलती हुई गैलेक्सी के सेंटर में ब्लैक होल के मर्जर से बना एक सुपरमैसिव ब्लैक होल, माना जाता है कि ग्रेविटेशनल वेव्स की वजह से मर्जर सेंटर से बाहर निकल गया था।[47][48]

सिद्धांततः हर ऐसी वस्तु जो त्वरित हो रही हो, गुरुत्वीय तरंग पैदा करती है। किन्तु कम द्रव्यमान एवं कम त्वरण वाली वस्तुओं से उत्पन्न गुरुत्वीय तरंग इतनी क्षीण होती है कि उन्हें मापना (डिटेक्ट करना) बहुत कठिन है। कोई वस्तु जितनी अधिक द्रव्यशाली होगी और उसका त्वरण जितना अधिक होगा, वह उतना ही अधिक शक्तिसाली गुरत्वीय तरंगे भी पैदा करेगी।उदाहरण के लिये, ब्रह्मांड में ये गुरुत्वीय तरंगें तब पैदा होती हैं जब कोई बहुत भारी-भरकम आकाशीय पिंड (जैसा तारा) अपने जीवन अन्तिम अवस्था में तेजी से बढ़ने लगती है और उनमें विस्फोट होता है। इसी तरह, जब दो विराटकाय कृष्ण विवर (ब्लैक होल) एक-दूसरे को खींचते हुए आपस में टकरा कर एक हो जाते हैं तब भी शक्तिशाली गुरुत्वीय तरंगें पैदा होतीं हैं। तारों में विस्फोट या कृष्ण विवरों के बीच टकराव के समय पैदा होने वाली गुरुत्वीय तरंगें इतनी प्रबल होतीं हैं कि उन्हें करोड़ों प्रकाशवर्ष दूर स्थित पृथ्वी पर भी उन्हें मापा (डिटेक्ट किया) जा सकता है।

आइंस्टीन ने इसे मुख्यतः एक जिज्ञासा माना था, क्योंकि वे समझते थे कि ये तरंगें उस समय की किसी भी तकनीक का उपयोग करके पता लगाने के लिए बहुत क्षीण थी। ऊर्जा संरक्षण के नियम के परिणामस्वरूप, एक कक्षा में स्थित दो आकाशीय पिंड गुरुत्वाकर्षण तरंगे उत्पन्न करते हैं तथा धीरे धीरे उनकी कक्षा का आकार छोटा होता है, हालांकि ये प्रभाव अत्यंत सूक्ष्म होता है जिसकी वजह से इसका अवलोकन करना चुनौतीपूर्ण है।

डिटेक्शन

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साँचा:मेन [[फाइल:PIA17993-DetectorsForInfantUniverseStudies-20140317.jpg|thumb|अब शिशु ब्रह्मांड में कथित तौर पर ग्रेविटेशनल वेव दिखाने वाले गलत सबूत BICEP2 रेडियो टेलीस्कोप से मिले थे। BICEP2 डिटेक्टर के फोकल प्लेन की माइक्रोस्कोपिक जांच यहां दिखाई गई है।[8][9] हालांकि, जनवरी 2015 में, BICEP2 के नतीजों को कॉस्मिक डस्ट का नतीजा बताया गया।[49]]]

इनडायरेक्ट डिटेक्शन

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हालांकि पृथ्वी-सूर्य सिस्टम से आने वाली तरंगें बहुत कम होती हैं, एस्ट्रोनॉमर्स दूसरे सोर्स की ओर इशारा कर सकते हैं जिनसे रेडिएशन काफी होना चाहिए। एक महत्वपूर्ण उदाहरण है हुल्स-टेलर बाइनरी – तारों की एक जोड़ी, जिनमें से एक पल्सर है।[50] उनकी कक्षा की विशेषताओं का अनुमान पल्सर द्वारा दिए गए रेडियो संकेतों के डॉपलर शिफ्ट से लगाया जा सकता है। हर तारे का वज़न लगभग 1.4 है और उनके ऑर्बिट का साइज़ पृथ्वी-सूर्य ऑर्बिट का लगभग 1/75 है, जो हमारे अपने सूर्य के डायमीटर से बस कुछ गुना बड़ा है। ज़्यादा वज़न और कम दूरी का मतलब है कि हल्स-टेलर बाइनरी से निकलने वाली एनर्जी पृथ्वी-सूर्य सिस्टम से निकलने वाली एनर्जी से कहीं ज़्यादा होगी, लगभग 1022 गुना ज़्यादा।

मुश्किलें

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ग्रेविटेशनल वेव्स का आसानी से पता नहीं चलता। जब वे पृथ्वी पर पहुँचते हैं, तो उनका एम्प्लिट्यूड छोटा होता है और स्ट्रेन लगभग 10−21 होता है, जिसका मतलब है कि एक बहुत सेंसिटिव डिटेक्टर की ज़रूरत होती है, और शोर के दूसरे सोर्स सिग्नल को दबा सकते हैं।[51] ग्रेविटेशनल तरंगों की फ़्रीक्वेंसी 10−16 Hz < f < 104 Hz होने की उम्मीद है।[52]

ग्राउंड-बेस्ड डिटेक्टर

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thumb|लेज़र इंटरफेरोमीटर का स्कीमैटिक डायग्राम हालांकि हल्स-टेलर ऑब्ज़र्वेशन बहुत ज़रूरी थे, लेकिन वे ग्रेविटेशनल वेव्स के लिए सिर्फ़ इनडायरेक्ट सबूत देते हैं। एक ज़्यादा पक्का ऑब्ज़र्वेशन एक गुज़रती हुई ग्रेविटेशनल वेव के असर का डायरेक्ट मेज़रमेंट होगा, जो इसे बनाने वाले सिस्टम के बारे में और जानकारी भी दे सकता है। ऐसा कोई भी डायरेक्ट डिटेक्शन बहुत छोटे असर से मुश्किल हो जाता है जो वेव्स डिटेक्टर पर पैदा करेंगी। एक स्फेरिकल वेव का एम्प्लिट्यूड सोर्स से दूरी के उल्टे हिसाब से कम हो जाएगा (ऊपर h के फ़ॉर्मूले में 1/R टर्म)। इस तरह, मर्ज होने वाले बाइनरी ब्लैक होल जैसे एक्सट्रीम सिस्टम से आने वाली वेव्स भी पृथ्वी तक पहुँचने तक बहुत छोटे एम्प्लिट्यूड में खत्म हो जाती हैं। एस्ट्रोफिजिसिस्ट को उम्मीद है कि पृथ्वी से गुज़रने वाली कुछ ग्रेविटेशनल वेव्स h ≈ 10−20 जितनी बड़ी हो सकती हैं, लेकिन आम तौर पर इससे बड़ी नहीं होतीं।[53]

रेज़ोनेंट एंटेना

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एक आसान डिवाइस जिसे उम्मीद की जाने वाली वेव मोशन का पता लगाने के लिए थ्योरी दी गई है, उसे वेबर बार – कहते हैं। यह मेटल का एक बड़ा, ठोस बार होता है जो बाहरी वाइब्रेशन से अलग होता है। इस तरह का इंस्ट्रूमेंट पहला तरह का ग्रेविटेशनल वेव डिटेक्टर था। किसी घटना वाली ग्रेविटेशनल वेव की वजह से स्पेस में होने वाले स्ट्रेन बार की रेज़ोनेंट फ़्रीक्वेंसी को एक्साइट करते हैं और इस तरह इसे पता लगाने लायक लेवल तक एम्प्लीफाई किया जा सकता है। हो सकता है, पास का कोई सुपरनोवा इतना मज़बूत हो कि उसे बिना रेज़ोनेंट एम्प्लीफिकेशन के भी देखा जा सके। इस इंस्ट्रूमेंट से, जोसेफ वेबर ने ग्रेविटेशनल वेव के रोज़ाना के सिग्नल डिटेक्ट करने का दावा किया था। हालांकि, उनके नतीजों पर 1974 में फिजिसिस्ट रिचर्ड गार्विन और डेविड डगलस ने सवाल उठाए थे। वेबर बार के मॉडर्न रूप अभी भी वाइब्रेशन का पता लगाने के लिए सुपरकंडक्टिंग क्वांटम इंटरफेरेंस डिवाइस के साथ क्रायोजेनिकली ठंडा करके चलाए जाते हैं। वेबर बार बहुत ज़्यादा पावरफुल ग्रेविटेशनल वेव के अलावा किसी और चीज़ का पता लगाने के लिए काफ़ी सेंसिटिव नहीं हैं।[54] MiniGRAIL इस सिद्धांत का इस्तेमाल करने वाला एक गोलाकार ग्रेविटेशनल वेव एंटीना है। यह लीडेन यूनिवर्सिटी में है, जिसमें 1,150 kg का एक बहुत ही बारीकी से मशीन किया हुआ गोला है जिसे क्रायोजेनिक तरीके से 20 मिलीकेल्विन तक ठंडा किया गया है।[55] गोलाकार बनावट सभी दिशाओं में बराबर सेंसिटिविटी देती है, और यह बड़े लीनियर डिवाइस की तुलना में एक्सपेरिमेंट के हिसाब से कुछ आसान है जिन्हें हाई वैक्यूम की ज़रूरत होती है। घटनाओं का पता डिटेक्टर क्षेत्र के विरूपण को मापकर लगाया जाता है। MiniGRAIL 2–4 kHz रेंज में अत्यधिक संवेदनशील है, जो घूमते हुए न्यूट्रॉन तारे की अस्थिरता या छोटे ब्लैक होल विलय से गुरुत्वाकर्षण तरंगों का पता लगाने के लिए उपयुक्त है।[56] अभी दो डिटेक्टर हैं जो ग्रेविटेशनल वेव स्पेक्ट्रम (10−7 से 105 Hz) के हायर एंड पर फोकस्ड हैं: एक यूनिवर्सिटी ऑफ़ बर्मिंघम, इंग्लैंड में,[57] और दूसरा INFN जेनोआ, इटली में। तीसरा Chongqing University, चीन में बन रहा है। बर्मिंघम डिटेक्टर लगभग एक मीटर चौड़े बंद लूप में घूम रही माइक्रोवेव बीम के पोलराइजेशन स्टेट में बदलाव को मापता है। दोनों डिटेक्टरों के h ~ 2×१०−13 /साँचा:Sqrt के पीरियोडिक स्पेसटाइम स्ट्रेन के प्रति सेंसिटिव होने की उम्मीद है, जिसे एम्प्लिट्यूड स्पेक्ट्रल डेंसिटी के रूप में दिया गया है। INFN जेनोआ डिटेक्टर एक रेज़ोनेंट एंटीना है जिसमें कुछ सेंटीमीटर डायमीटर के दो कपल्ड स्फेरिकल सुपरकंडक्टिंग हार्मोनिक ऑसिलेटर होते हैं। ऑसिलेटर को (जब अनकपल्ड हों) लगभग बराबर रेज़ोनेंट फ़्रीक्वेंसी के लिए डिज़ाइन किया गया है। सिस्टम में अभी h ~ 2×१०−17 /साँचा:Sqrt के पीरियोडिक स्पेसटाइम स्ट्रेन के प्रति सेंसिटिविटी होने की उम्मीद है, और h ~ 2×१०−20 /साँचा:Sqrt की सेंसिटिविटी तक पहुंचने की उम्मीद है। चोंगकिंग यूनिवर्सिटी डिटेक्टर को अनुमानित टिपिकल पैरामीटर ≈1011 Hz (100 GHz) और h ≈10−30 से 10−32 के साथ रेलिक हाई-फ़्रीक्वेंसी ग्रेविटेशनल वेव्स का पता लगाने के लिए प्लान किया गया है।[58]

इंटरफेरोमीटर

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साँचा:ग्रेविटेशनल वेव ऑब्जर्वेटरी प्रिंसिपल डिटेक्टर का एक ज़्यादा सेंसिटिव क्लास, अलग-अलग 'फ्री' मास के बीच ग्रेविटेशनल-वेव से होने वाली मोशन को मापने के लिए एक लेज़र माइकलसन इंटरफेरोमीटर का इस्तेमाल करता है।[59] इससे मास को बड़ी दूरी से अलग किया जा सकता है (सिग्नल साइज़ को बढ़ाता है); एक और फ़ायदा यह है कि यह फ़्रीक्वेंसी की एक बड़ी रेंज के प्रति सेंसिटिव है (सिर्फ़ रेज़ोनेंस के पास वाली फ़्रीक्वेंसी के लिए नहीं, जैसा कि वेबर बार के मामले में होता है)। सालों के डेवलपमेंट के बाद ग्राउंड-बेस्ड इंटरफेरोमीटर ने 2015 में ग्रेविटेशनल वेव्स का पहला डिटेक्शन किया। अभी, सबसे सेंसिटिव LIGO – लेज़र इंटरफेरोमीटर ग्रेविटेशनल वेव ऑब्ज़र्वेटरी है। LIGO के पास तीन डिटेक्टर हैं: एक लिविंगस्टन, लुइसियाना में, एक रिचलैंड, वाशिंगटन में हैनफ़ोर्ड साइट पर और तीसरा (पहले हैनफ़ोर्ड में दूसरे डिटेक्टर के तौर पर लगाया गया था) जिसे इंडिया ले जाने का प्लान है। हर ऑब्ज़र्वेटरी में दो लाइट स्टोरेज आर्म्स होते हैं जो 4 किलोमीटर लंबे होते हैं। ये एक-दूसरे से 90 डिग्री के एंगल पर होते हैं, और लाइट 1m डायमीटर वाले वैक्यूम ट्यूब से गुज़रती है जो पूरे 4 किलोमीटर तक चलते हैं। गुज़रती हुई ग्रेविटेशनल वेव एक आर्म को थोड़ा फैलाएगी क्योंकि दूसरी को छोटा कर देगी। यह वह मोशन है जिसके लिए इंटरफेरोमीटर सबसे ज़्यादा सेंसिटिव होता है। इतने लंबे आर्म्स के साथ भी, सबसे तेज़ ग्रेविटेशनल वेव्स आर्म्स के सिरों के बीच की दूरी को ज़्यादा से ज़्यादा लगभग 10−18m तक ही बदल पाएंगी। LIGO को h ~ 5×१०−22 जितनी छोटी ग्रेविटेशनल वेव्स का पता लगाने में सक्षम होना चाहिए। LIGO और Virgo में अपग्रेड से सेंसिटिविटी और भी बढ़नी चाहिए। एक और अत्यधिक संवेदनशील इंटरफेरोमीटर, कागरा, जो जापान में कामिओका वेधशाला में स्थित है, फरवरी 2020 से परिचालन में है। एक महत्वपूर्ण बिंदु यह है कि संवेदनशीलता ('पहुंच' की त्रिज्या) में दस गुना वृद्धि से उपकरण के लिए सुलभ स्थान की मात्रा एक हजार गुना बढ़ जाती है। इससे पता लगने वाले सिग्नल दिखने की दर दस साल के ऑब्ज़र्वेशन में एक से बढ़कर दस साल हो जाती है।[60] इंटरफेरोमेट्रिक डिटेक्टर हाई फ़्रीक्वेंसी पर [[शॉट] तक सीमित होते हैं नॉइज़]], जो इसलिए होता है क्योंकि लेज़र रैंडम तरीके से फोटॉन बनाते हैं; एक उदाहरण बारिश से है – बारिश की दर, लेज़र की इंटेंसिटी की तरह, मापी जा सकती है, लेकिन बारिश की बूंदें, फोटॉन की तरह, रैंडम समय पर गिरती हैं, जिससे औसत वैल्यू के आसपास उतार-चढ़ाव होता है। इससे डिटेक्टर के आउटपुट पर नॉइज़ होता है, बिल्कुल रेडियो स्टैटिक की तरह। इसके अलावा, काफ़ी ज़्यादा लेज़र पावर के लिए, लेज़र फोटॉन द्वारा टेस्ट मास में ट्रांसफर किया गया रैंडम मोमेंटम मिरर को हिलाता है, जिससे कम फ़्रीक्वेंसी के सिग्नल मास्क हो जाते हैं। थर्मल नॉइज़ (जैसे, ब्राउनियन मोशन) सेंसिटिविटी की एक और लिमिट है। इन 'स्टेशनरी' (लगातार) नॉइज़ सोर्स के अलावा, सभी ग्राउंड-बेस्ड डिटेक्टर भी कम फ़्रीक्वेंसी पर सिस्मिक नॉइज़ और दूसरे तरह के एनवायरनमेंटल वाइब्रेशन, और दूसरे 'नॉन-स्टेशनरी' नॉइज़ सोर्स से लिमिटेड होते हैं; मैकेनिकल स्ट्रक्चर में चरमराहट, बिजली या दूसरी बड़ी इलेक्ट्रिकल गड़बड़ी, वगैरह भी किसी घटना को मास्क करने वाला नॉइज़ बना सकते हैं या किसी घटना की नकल भी कर सकते हैं। इन सभी बातों को ध्यान में रखना होगा और एनालिसिस से बाहर करना होगा, तभी पता चलेगा कि यह एक असली ग्रेविटेशनल वेव इवेंट है।

आइंस्टीन@होम

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सबसे आसान ग्रेविटेशनल वेव वे होती हैं जिनकी फ्रीक्वेंसी एक जैसी होती है। घूमते हुए, नॉन-एक्सिसिमेट्रिक न्यूट्रॉन स्टार से निकलने वाली वेव लगभग मोनोक्रोमैटिक होंगी: अकूस्टिक्स में एक प्योर टोन। सुपरनोवा या बाइनरी ब्लैक होल से मिलने वाले सिग्नल के उलट, ये सिग्नल ग्राउंड-बेस्ड डिटेक्टर से देखे जाने के समय में एम्प्लिट्यूड या फ्रीक्वेंसी में बहुत कम बदलते हैं। हालांकि, पृथ्वी की गति के कारण डॉपलर शिफ्ट होने की वजह से मापे गए सिग्नल में कुछ बदलाव होगा। सिग्नल आसान होने के बावजूद, डेटा के लंबे हिस्सों को एनालाइज़ करने की वजह से डिटेक्शन कम्प्यूटेशनली बहुत महंगा है। आइंस्टीन@होम प्रोजेक्ट SETI@होम जैसा ही एक डिस्ट्रिब्यूटेड कंप्यूटिंग प्रोजेक्ट है जिसका मकसद इस तरह की ग्रेविटेशनल वेव का पता लगाना है। LIGO और GEO से डेटा लेकर, और उसे छोटे-छोटे टुकड़ों में हज़ारों वॉलंटियर्स को उनके घर के कंप्यूटर पर पैरेलल एनालिसिस के लिए भेजकर, आइंस्टीन@होम डेटा को कहीं ज़्यादा तेज़ी से छान सकता है, जितना कि आम तौर पर मुमकिन नहीं होता।[61]

स्पेस-बेस्ड इंटरफेरोमीटर

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भारत का योगदान

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गुरुत्वाकर्षी तरंगों की खोज की महत्वपूर्ण परियोजना में भारतीय वैज्ञानिकों ने डाटा विश्लेषण सहित अत्यंत महत्वपूर्ण भूमिका निभायी। प्लाज्मा अनुसंधान संस्थान गांधीनगर, इंटर यूनिवर्सिटी सेंटर फॉर एस्ट्रोनामी एंड एस्ट्रोफिजिक्स (आईयूसीएए) पुणे और राजा रामन्ना प्रगत प्रौद्योगिकी केन्द्र इंदौर सहित कई संस्थान इस परियोजना से जुड़े थे।

पल्सर टाइमिंग एरे का उपयोग करना

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NANOGrav द्वारा देखे गए पल्सर के बीच सहसंबंध का प्लॉट बनाम पल्सर के बीच कोणीय पृथक्करण, एक सैद्धांतिक हेलिंग्स-डाउन्स मॉडल (डैश वाली बैंगनी) और यदि कोई गुरुत्वाकर्षण तरंग पृष्ठभूमि नहीं होती (ठोस हरा) से तुलना की गई[62][63]

पल्सर अत्यधिक चुम्बकीय, तेज़ी से घूमने वाले न्यूट्रॉन तारे होते हैं। एक पल्सर रेडियो तरंगों की किरणें उत्सर्जित करता है, जो लाइटहाउस की किरणों की तरह, पल्सर के घूमने पर आकाश में घूमती हैं। एक पल्सर से सिग्नल को रेडियो टेलीस्कोप द्वारा नियमित रूप से दूरी पर स्थित दालों की एक श्रृंखला के रूप में पता लगाया जा सकता है, अनिवार्य रूप से एक घड़ी की टिक-टिक की तरह। GWs उस समय को प्रभावित करते हैं जो दालों को पल्सर से पृथ्वी पर एक टेलीस्कोप तक यात्रा करने में लगता है। एक पल्सर टाइमिंग एरे मिलीसेकंड पल्सर का उपयोग करके एक टेलीस्कोप पर दालों के आगमन के समय के माप में GWs के कारण होने वाले विक्षोभों को खोजने के लिए करता है, दूसरे शब्दों में, घड़ी की टिक-टिक में विचलन खोजने के लिए। GWs का पता लगाने के लिए, पल्सर टाइमिंग एरे आकाश में उनके कोणीय पृथक्करण के एक फ़ंक्शन के रूप में विभिन्न पल्सर जोड़े से दालों के आगमन के समय के बीच सहसंबंध और प्रति-सहसंबंध के एक विशिष्ट चतुर्भुज पैटर्न की खोज करते हैं।[64] हालांकि पल्सर पल्स हम तक पहुंचने के लिए सैकड़ों या हजारों साल तक अंतरिक्ष में यात्रा करते हैं, लेकिन पल्सर टाइमिंग एरे उनके यात्रा समय में दस लाखवें हिस्से से भी कम सेकंड के बदलाव के प्रति संवेदनशील होते हैं। GWs का सबसे संभावित सोर्स जिसके प्रति पल्सर टाइमिंग एरेज़ सेंसिटिव होते हैं, सुपरमैसिव ब्लैक होल बाइनरी हैं, जो गैलेक्सी के टकराने से बनते हैं।[65] अलग-अलग बाइनरी सिस्टम के अलावा, पल्सर टाइमिंग एरेज़ कई गैलेक्सी मर्जर से बनने वाले GWs के स्टोकेस्टिक बैकग्राउंड के प्रति भी सेंसिटिव होते हैं। अन्य संभावित सिग्नल सोर्स में कॉस्मिक स्ट्रिंग्स और कॉस्मिक इन्फ्लेशन से GWs का प्राइमोर्डियल बैकग्राउंड शामिल है। विश्व स्तर पर सात एक्टिव पल्सर टाइमिंग एरे प्रोजेक्ट हैं। North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves (NANOGrav) एरेसिबो रेडियो टेलीस्कोप, Green Bank Telescope, Very Large Array, और Canadian Hydrogen Intensity Mapping Experiment द्वारा इकट्ठा किए गए डेटा का उपयोग करता है। ऑस्ट्रेलियाई Parkes Pulsar Timing Array (PPTA) पार्क्स रेडियो-टेलीस्कोप से डेटा का उपयोग करता है। European Pulsar Timing Array (EPTA) यूरोप के चार सबसे बड़े टेलीस्कोप से डेटा का उपयोग करता है: Lovell Telescope, Westerbork Synthesis Radio Telescope, एफल्सबर्ग टेलीस्कोप और Nancay Radio Telescope। इंडियन पल्सर टाइमिंग एरे (InPTA) जायंट मीटरवेव रेडियो टेलीस्कोप से डेटा का इस्तेमाल करता है, और मीरकैट पल्सर टाइमिंग एरे (MPTA) मीरकैट रेडियो टेलीस्कोप से डेटा का इस्तेमाल करता है। अफ्रीकन पल्सर टाइमिंग (APT) ग्रुप के साथ, ये सहयोग इंटरनेशनल पल्सर टाइमिंग एरे प्रोजेक्ट के तहत भी सहयोग करते हैं।[66] इसके अलावा, चाइनीज पल्सर टाइमिंग एरे (CPTA) फाइव-हंड्रेड-मीटर एपर्चर स्फेरिकल टेलीस्कोप से डेटा का इस्तेमाल करता है। जून 2023 में, NANOGrav, EPTA, InPTA, PPTA, और CPTA ने एक स्टोकेस्टिक गुरुत्वाकर्षण तरंग पृष्ठभूमि के पहले सबूत प्रकाशित किए।[67] विशेष रूप से, उन्होंने हेलिंग्स-डाउन्स कर्व के सबूतों की घोषणा की, जो देखी गई पृष्ठभूमि की गुरुत्वाकर्षण तरंग उत्पत्ति का स्पष्ट संकेत है।[68][62] दिसंबर 2024 में, MPTA ने भी ग्रेविटेशनल वेव बैकग्राउंड के सबूत प्रकाशित किए।[69]

LIGO और Virgo के ऑब्ज़र्वेशन

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हैनफोर्ड (बाएं) और लिविंगस्टन (दाएं) डिटेक्टरों पर गुरुत्वाकर्षण तरंगों का LIGO माप, सैद्धांतिक अनुमानित मानों की तुलना में।

11 फरवरी 2016 को, LIGO सहयोग ने 14 सितंबर 2015 को 09:50:45 GMT पर पता चले एक सिग्नल से गुरुत्वाकर्षण तरंगों के पहले ऑब्ज़र्वेशन की घोषणा की[70], जिसमें 29 और 36 सौर द्रव्यमान वाले दो ब्लैक होल लगभग 1.3 अरब प्रकाश-वर्ष दूर आपस में मिल रहे थे। विलय के आखिरी कुछ सेकंड के दौरान, इसने देखने योग्य ब्रह्मांड के सभी तारों की कुल शक्ति से 50 गुना ज़्यादा शक्ति जारी की।[71] सिग्नल की फ़्रीक्वेंसी 0.2 सेकंड की अवधि में 10 चक्रों (5 कक्षाओं) में 35 से 250 Hz तक बढ़ गई, क्योंकि इसकी शक्ति बढ़ रही थी।[72] नए विलय हुए ब्लैक होल का द्रव्यमान 62 सौर द्रव्यमान था। तीन सौर द्रव्यमान के बराबर ऊर्जा गुरुत्वाकर्षण तरंगों के रूप में उत्सर्जित हुई।[73] यह सिग्नल लिविंगस्टन और हैनफोर्ड में दोनों LIGO डिटेक्टरों द्वारा देखा गया था, जिसमें दोनों डिटेक्टरों और स्रोत के बीच के कोण के कारण 7 मिलीसेकंड का समय अंतर था। यह सिग्नल दक्षिणी खगोलीय गोलार्ध से आया था, जो मैगेलैनिक बादलों की दिशा में (लेकिन उनसे बहुत दूर) था। गुरुत्वाकर्षण तरंगों को 5 सिग्मा से ज़्यादा के क्षेत्र में देखा गया (दूसरे शब्दों में, वही परिणाम दिखाने/मिलने की 99.99997% संभावना), जो सांख्यिकीय भौतिकी के एक प्रयोग में सबूत के तौर पर माने जाने के लिए काफी था। तब से LIGO और Virgo ने ब्लैक होल बाइनरी के विलय से और भी गुरुत्वाकर्षण तरंगों के अवलोकन की रिपोर्ट दी है। 16 अक्टूबर 2017 को, LIGO और Virgo सहयोग ने एक बाइनरी न्यूट्रॉन तारे सिस्टम के विलय से उत्पन्न होने वाली गुरुत्वाकर्षण तरंगों का पहली बार पता लगाने की घोषणा की। GW170817 क्षणिक घटना का अवलोकन, जो 17 अगस्त 2017 को हुआ था, ने शामिल न्यूट्रॉन तारों के द्रव्यमान को 0.86 और 2.26 सौर द्रव्यमान के बीच सीमित करने की अनुमति दी। आगे के विश्लेषण ने द्रव्यमान मूल्यों को 1.17-1.60 सौर द्रव्यमान के अंतराल तक और सीमित करने की अनुमति दी, जिसमें कुल सिस्टम द्रव्यमान 2.73-2.78 सौर द्रव्यमान मापा गया। अवलोकन प्रयास में Virgo डिटेक्टर को शामिल करने से स्रोत के स्थान निर्धारण में 10 गुना सुधार हुआ। इससे घटना के इलेक्ट्रोमैग्नेटिक फॉलो-अप में भी आसानी हुई। यह सिग्नल लगभग 100 सेकंड तक चला, जो बाइनरी ब्लैक होल से मापे गए कुछ सेकंड से कहीं ज़्यादा लंबा था।[74] साथ ही, बाइनरी ब्लैक होल मर्जर के मामले के विपरीत, बाइनरी न्यूट्रॉन स्टार मर्जर से एक इलेक्ट्रोमैग्नेटिक काउंटरपार्ट, यानी घटना से जुड़ा एक लाइट सिग्नल मिलने की उम्मीद थी। फर्मी गामा-रे स्पेस टेलीस्कोप द्वारा एक गामा-रे बर्स्ट (GRB 170817A) का पता लगाया गया, जो गुरुत्वाकर्षण तरंग ट्रांजिएंट के 1.7 सेकंड बाद हुआ। यह सिग्नल, जो NGC 4993 गैलेक्सी के पास से आ रहा था, न्यूट्रॉन स्टार मर्जर से जुड़ा था। इसकी पुष्टि घटना के इलेक्ट्रोमैग्नेटिक फॉलो-अप (AT 2017gfo) से हुई, जिसमें 70 टेलीस्कोप और ऑब्ज़र्वेटरी शामिल थे और जिससे इलेक्ट्रोमैग्नेटिक स्पेक्ट्रम के एक बड़े क्षेत्र में ऑब्ज़र्वेशन मिले, जिसने मर्ज हुई वस्तुओं के न्यूट्रॉन स्टार नेचर और संबंधित किलोनोवा की और पुष्टि की।[75][76]

माइक्रोस्कोपिक स्रोत

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1964 में, एल. हैल्पर्न और बी. लॉरेंट ने थ्योरी के आधार पर साबित किया कि एटम में ग्रेविटेशनल स्पिन-2 इलेक्ट्रॉन ट्रांज़िशन संभव हैं। इलेक्ट्रिक और मैग्नेटिक ट्रांज़िशन की तुलना में उत्सर्जन की संभावना बहुत कम होती है। इस प्रक्रिया की दक्षता बढ़ाने के लिए स्टिमुलेटेड एमिशन पर चर्चा की गई। ग्रेविटेशनल तरंगों के लिए मिरर या रेज़ोनेटर की कमी के कारण, उन्होंने तय किया कि एक सिंगल पास GASER (एक तरह का लेज़र जो ग्रेविटेशनल तरंगें उत्सर्जित करता है) असल में संभव नहीं है।[77] 1998 में, जियोर्जियो फोंटाना ने उपरोक्त थ्योरी के विश्लेषण के एक अलग इम्प्लीमेंटेशन की संभावना का प्रस्ताव दिया। एक प्रैक्टिकल GASER के लिए आवश्यक कोहेरेंस सुपरकंडक्टर में कूपर पेयर द्वारा प्राप्त किया जा सकता है जो एक मैक्रोस्कोपिक सामूहिक तरंग-फंक्शन द्वारा पहचाने जाते हैं। क्यूप्रेट उच्च तापमान सुपरकंडक्टर s-वेव और d-वेव की उपस्थिति से पहचाने जाते हैं[78] कूपर जोड़े। s-वेव और d-वेव के बीच ट्रांज़िशन गुरुत्वाकर्षण स्पिन-2 होते हैं। असंतुलन की स्थिति कम तापमान वाले सुपरकंडक्टर, उदाहरण के लिए लेड या नायोबियम, जो शुद्ध s-वेव है, से s-वेव कूपर जोड़े इंजेक्ट करके प्रेरित की जा सकती है, उच्च क्रिटिकल करंट वाले जोसेफसन जंक्शन के माध्यम से। प्रवर्धन तंत्र को सुपररेडियंस के प्रभाव के रूप में वर्णित किया जा सकता है, और 10 क्यूबिक सेंटीमीटर क्यूप्रेट उच्च तापमान सुपरकंडक्टर इस तंत्र के ठीक से काम करने के लिए पर्याप्त लगता है। इस दृष्टिकोण का विस्तृत विवरण "उच्च तापमान सुपरकंडक्टर्स गुरुत्वाकर्षण तरंगों के क्वांटम स्रोत के रूप में: HTSC GASER" में पाया जा सकता है। इस किताब का अध्याय 3।[79]

फिक्शन में

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1962 के रूसी साइंस-फिक्शन नॉवेल स्पेस अप्रेंटिस के एक एपिसोड में अर्कडी और बोरिस स्ट्रुगात्स्की ने एक एक्सपेरिमेंट दिखाया है जिसमें माउंट एवरेस्ट के आकार के एस्टेरॉयड 15 यूनामिया के एक टुकड़े को खत्म करके ग्रेविटेशनल वेव्स के फैलने की निगरानी की जाती है।[80] स्टैनिस्लाव लेम के 1986 के नॉवेल फिआस्को में, एक "ग्रेविटी गन" या "ग्रेसर" (रेजोनेंस के कोलिमेटेड एमिशन द्वारा ग्रेविटी एम्प्लीफिकेशन) का इस्तेमाल एक कोलैप्सर को नया आकार देने के लिए किया जाता है, ताकि मुख्य किरदार बहुत ज़्यादा रिलेटिविस्टिक इफेक्ट्स का फायदा उठाकर इंटरस्टेलर यात्रा कर सकें। ग्रेग ईगन के 1997 के नॉवेल डायस्पोरा में, पास के एक बाइनरी न्यूट्रॉन स्टार के इंस्पाइरल से मिले ग्रेविटेशनल वेव सिग्नल के एनालिसिस से पता चलता है कि उसका टकराव और विलय होने वाला है, जिसका मतलब है कि एक बड़ा गामा-रे बर्स्ट पृथ्वी पर असर डालने वाला है। लियू सिक्सिन की 2006 की रिमेंबरेंस ऑफ अर्थ्स पास्ट सीरीज़ में, ग्रेविटेशनल वेव्स का इस्तेमाल इंटरस्टेलर ब्रॉडकास्ट सिग्नल के तौर पर किया जाता है, जो गैलेक्सी के अंदर सभ्यताओं के बीच संघर्ष में एक मुख्य प्लॉट पॉइंट का काम करता है।

सन्दर्भ

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इन्हें भी देखें

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  • लिगो (LIGO) - गुरुत्वीय तरंगों का सीधे पता लगाने के लिए रचित विशाल अन्तरराष्ट्रीय प्रयोग

बाहरी कड़ियाँ

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