cyanic-selkie/wikianc huggingface dataset:
Утопија
Поим
Поимот утопија се однесува на различни одлики што се однесуваат на економијата, владата и правдата, а чии методи и структура се разликуваат во зависност од идеологијата. Лиман Тауер Сарџент тврди дека природата на утопијата е противречна сама по себе зашто општествата не се хомогени, желбите на нивните членови се конфликтни и поради тоа не можат да се задоволат истовремено. Според Сарџент:
"Постаојат социјалистички, капиталистички, монархистички, демократски, анархистички, еколошки, феминистички, патријархални, егалитарни, хиерархиски, расистички, левичарски, десничарски, реформистички... и многу други утопии... Утопизмот, според некои, е суштински за унапредување на човечката состојба. Но, ако се употреби погрешно, тој стануав опасен."
Трновска книжевна школа
Трновска книжевна школа — бугарска книжевна школа од втората половина на XIV и XV век со исклучително важни придонеси за средновековната книжевност.
Таа е дел од Трновската уметничка школа, која во најголема мера ја олицетворува културата на Второто Бугарско Царство. Евтимиевата правописна реформа и книжевна школа со претставниците Григориј Цамблак и Константин Костенечки имаат значително влијание врз руската, српската, влашката и молдавската средновековна култура. Ова влијание се смета за втор по значење јужнославенски придонес за културата на овие народи.
Појава и развој
Основна и водечка претпоставка за нејзината појава е културниот подем на Бугарското Царство од втората половина на XIV век. Во голема мера влијанието на овој подем бил од силниот интерес на царот Јован Александар за литературата и уметноста и соодветно традициите и вредностите во таа насока, кои тој им ги остава на своите наследници Иван Шишман и Јован Страцимир. Заслуги за создавањето на Трновската книжевна школа има и патријархот Теодосиј Трновски, кој јасно сфаќа, дека една таква школа ќе ѝ овозможи на автокефалната бугарска црква да го рашири и засили своето влијание на православните словенски држави.
За основач на Трновската книжевна школа се смета патријархот Евтимиј, а нејзино средиште е престолнината на Второто Бугарско Царство, Трново. Со својата правописна и јазична реформа, Евтимиј востановува општовалидни јазични и правописни правила, применети подоцна не само во Бугарија, туку и во руските кнежевства, Србија, Влашка и Молдавија.
Дејноста на писателите од Трновската школа е сврзана со создавање на оригинални литературни производи, но исто така и преводи од грчки оригинали и создавање на зборници.
Претставници
Главни претставници на школата биле:
NGC 6476
NGC 6476 — ѕвездено јато во соѕвездието Стрела, заведено во Новиот општ каталог на длабоконебесни тела.
Откривање
Објектот е откриен на 15 јули 1836 година од страна на Џон Хершел, со помош на рефлекторски телескоп, чијашто леќа имала пречник од 18,7 см.
Податоци од набљудување
Според морфолошката класификација на галаксиите, NGC 6476 е од видот *Cloud. NGC 6476 има само една позната привидна димензија, која изнесува 20'.
Астрономски податоци
Објектот е од епохата Ј2000.0. Неговата ректасцензија, односно аголот измерен меѓу еклиптиката и небесниот екватор со теме во пролетната точка, изнесува 17 ч 54 м 12 с, а неговата деклинација, односно висината на лакот на тој агол, -29° 7' 12"".
Други поделби
Проучување на NGC 6476 е вршено од повеќе истражувачи, па поради тоа е вклучен и во други познати збирки според различн критериуми на поделба. Така, во Каталогот на најважните галаксии (PGC), објектот се среќава со ознаката. Во рамките на атласот на длабокото небо, Уранометрија 2000.00, објектот припаѓа на групата означена со бројот 377; додека во Каталогот на основни ѕвезди (GSC) е групиран под бројот 6853. Објектот е забележан и во фотографското истражување спроведено од Паломарската опсерваторија во 1958 година, каде што се споменува во групата под број 90.
Користена литература
Catalogue of Nonstellar Astronomical Objects (RNGC)"", Tucson, Arizona: University of Arizona Press, 1973. (4016,0).
Црква „Св. Никита Нов“ - Сер
Свети Никита Нов (Ιερός Ναός Αγίου Νικήτα του Νέου) — црква во градот Сер, Егејска Македонија. Влегува во состав на Серско-нигритската епархија на Цариградската патријаршија.
Историја
Митрополитот Константин Серски од Света Гора донел дел од моштите на Свети Никита Нов и ги поставил во катедралата „Св. Архангели“. На 25 мај 1994 г. е основана парохија Свети Никита Нов и на 10 ноември 1996 г. е поставен камен-темелникот на улица „Харилаос Трикупис“ бр. 71. Во 1998 г. на Томина Недела во црквата е извршена првата богослужба и во него се преместени моштите на светецот. Храмот официјално е отворен на 27 февруари 2005 г. од митрополитот Теолог Серски. Градбата е крстокуполна со убав живопис, полилеи и резбан дрвен иконостас. Има два параклиса — „Св. Ѓорѓи и Св. Мелпомена“ и „Свети Евстатиј“. На 3 мај 2008 г. во него свечено се одбележани 200 години од смртта на светецот Никита Нов на Света Гора.
NGC 71
NGC 71 — елиптична галаксија во соѕвездието Андромеда, заведена во Новиот општ каталог на длабоконебесни тела.
Телото било предмет и на други истражувања, па освен како NGC 71 се споменува и како UGC 173, MCG 5-1-68, CGCG 499-107, Arp 113, VV 166.
Откривање
Телото е откриено на 7 октомври 1855 година од страна на Вилијам Парсонс, со помош на рефлекторски телескоп, чијашто леќа имала пречник од 72 см.
Податоци од набљудување
Според морфолошката класификација на галаксиите, NGC 71 е од видот E-S0/P. Видливиот сјај со голо око изнесува 13,2 m, оној во рамките на интервалот од минималната до максималната честота 14,2 m, додека површинскиот сјај изнесува 13,4 m/лм2. NGC 71 има привидни димензии од 1,2' х 0,9'.
Астрономски податоци
Телото е од епохата Ј2000.0. Неговата ректасцензија, односно аголот измерен меѓу еклиптиката и небесниот екватор со теме во пролетната точка, изнесува 0 ч 18 м 23,5 с, а неговата деклинација, односно висината на лакот на тој агол, + 30° 3' 47". Положбениот агол на објектот е во износ од 129°.
Панче Павловски
Панче Цветков Павловски ( во —  во ) — македонски партизан, борец за слобода на Македонија и учесник во НОВ.
Животопис
Произлегува од сиромашно семејство. Во септември 1944 година стапил во Шеснаесеттата македонска ударна бригада, со која учествувал во сите борби против балистичките банди. Бил учесник во битките кај селата Бањани - Горњани против балистите дојдени од Косово и против германските моторизирзни колони во Качаничката Клисура. Во завршните борби против балистите, на 8 ноември 1944 година, загинал кај селото Чучер. Неговите останки биле пренесени и закопани во родното село Раштак.
Аристарх
Аристарх — (I в.н.е.), Македонец од Солун, следбеник и близок соработник на апостол Павле. Прв епископ на Солунската христијанска општина.
Го придружувал апостол Павле при неговата посета на Ефес. Солунската црква на апостолот Павле му дала и тројца сотрудници: Секунд – придружник на последното патување (Дела 20:4; 27:2; Кол. 4:10; Филип. 1:24) и „Гај и Аристарх Македонци“ (Дела 19:29). Бил затворен заедно со апостол Павле во Рим, каде што маченички настрадал во време на императорот Нерон.
Во Источната православна црква и источно-католичка традиција, Аристарх е идентификуван како еден од Седумдесетте апостоли и епископ на Апамеја, убиен заедно со Пуд и Трофим. Тој се одбележува како светец и маченик на 4 јануари 15 април и 27 септември. Тој се чествува во римската мартирологија на 4 август.
Гравитационен бран
Гравитационен бран — бранување на закривеноста на време-просторот кој се придвижува како бранови, кои се движат од изворот. Можноста за постоење на гравитациони бранови е првпат спомната во 1893 година од страна на Оливер Хевисајд кој ја искористил споредбата меѓу обратнопропорционалноста на квадратот на законите за гравитација и електричество. Во 1905 година Анри Поенкаре прв ги предложил гравитационите бранови (ondes gravifiques) кои се оддадени од тела и се движат со брзина на светлината според Лоренцовите трансформации. Нивното постоење е предвидено во 1916 година од страна на Алберт Ајнштајн врз основа на Теоријата за општа релативност,  гравитационите бранови ја пренесуваат енергијата како „гравитационо зрачење“. Постоењето на гравитационите бранови е можна последица на Лоренцовата коваријанса на Општата релативност, бидејќи ја воведува идејата за конечна брзина на движењето и физичките заемодејства со тоа движење. За споредба, гравитационите бранови не можат да постојат во Њутновата теорија за гравитација, која тврди дека физичките заемодејства се движат со бесконечни брзини.
Пред директното забележување на гравитационите бранови имало непосредни докази за нивното постоење. На пример, мерењата на Хулс–Тејлоровиот двоен систем предвидувале дека гравитационите броеви се повеќе од хипотетичка замисла. Можните извори за забележување на гравитационите бранови биле системите од двојни ѕвезди составени од бели џуџиња, неутронски ѕвезди и црни дупки. Различните гравитациско-бранови опсерватории се во изградба, а некои се во употреба како што се на пример Напредно ЛИГО која започнала со набљудувањата во септември 2015 година.
Вовед
Во Ајнштајновата Теорија за општата релативност, гравитацијата се разгледува како појава која потекнува од закривеноста на време-просторот. Оваа закривеност е предизвикана од присуството на маса. Воопштено, колку што повеќе маса се содржи во одредена зафатнина на простор, толку е поголема закривеноста на време-просторот на границата на оваа закривеност. Како што телата со маса се движат низ време-просторот, заркивеноста се менува за да се забележи промената на местоположбата на тие тела. Во одредени услови, телата кои забрзуваат создаваат промени во закривеноста, која се движи кон нанадвор со брзина на светлината во бранов облик. Овие придвижувачки движења се наречени гравитациони бранови.
Како што гравитациониот бран минува пред далечен набљудувач, тој набљудувач ќе забележи дека време-просторот е разобличен од ефектите на напрегањето. Растојанието меѓу слободните тела се зголемуваат и намалуваат периодично како што минува бранот, при честота која соодветствува на онаа на бранот. Ова се случува и покрај тоа што таквите слободни објекти не се подложени на неврамнотежени сили. Големините на ваквите ефекти се намалува пропорционално со квадратот од растојанието до изворот. За спирално вртежно сврзаните двојни неутронски ѕвезди се предвидува дека се моќни извори на гравитационите бранови кои заемодејствуваат, поради многу големите маси поради блиските орбитии. Сепак, поради астрономските растојанија до овие извори ефектите мерени од Земјата се предвидува дека се многу мали, напрегајќи со сила помала од еден дел од 1020. Научниците го покажале постоењето на овие бранови со почувствителни детектори. Најчувствителниот детектор кој е наменет за мерење на еден дел од (од 2012 година) е изграден од опсерваториите ЛИГО и ВИРГО. Опсерваторија која ќе биде сместена во вселената, Ласерската интереферометарска вселенска антена, во моментов се гради од страна на ЕСА.
Гравитационите бранови можат да се движат низ областите од просторот каде електромагнетните бранови не можат да поминат. Се претпоставува дека тие се во можност на набљудувачите на Земјата да им обезбедат информации за црните дупки и останатите егзотични тела во вселената. Овие системи не можат да се набљудуваат со потрадиционалните начини како што се оптичките телескопи или пак радиотелескопите, но гравитационо-брановата астрономија обезбедува нови податоци за функционирањето на универзумот. Особено, гравитационите бранови може да се интерес за космолозите, затоа што тие нудат начин за набљудување на првите години од универзумот. Ова не е можно со вообичаената астрономија, бидејќи тогаш при рекомбинацијата универзумот не го пропуштал електромагнетното зрачење. Прецизните мерења на гравитационите бранови исто така ќе им овозможат на научниците подетално да ја испитаат општата теорија на релативноста.
Со изучувањето на гравитационите бранови, научниците ќе бидат во можност да видат што се случувало при почетниот сингуларитет. Главно, гравитационите бранови можат да постојат при секоја честота. Сепак, брановите со многу ниски честоти е невозможно да се забележат и не постои веродостоен извор за забележување на брановите со многу високи честоти. Стивен Хокинг и Вернер Израел наведуваат различни честоти за гравитационите бранови за кои постои можност да бидат забележани, започнувајќи од 10−7 Hz па сè до 1011 Hz.
Историја
Во 1905 година, Анри Поенкаре прв предложил споредба меѓу забрзувачките електрични полнежи кои создаваателектромагнетни бранови и забрзуваните маси во релативистичките теории за гравитацијата би требале да создаваат гравитациони бранови. Кога Ајнштајн ја објавил својата Теорија за општата релативност во 1915 година, бил скептичен во поглед на Поенкареовата идеја, бидејќи според теоријата не постоеле „гравитациони диполи“. Сепак, тој продолжил да ја истражува идејата и врз основа на бројни приближни пресметки дошол до заклучокот дека мора како акт да постојат три видови на гравитациони бранови (надолжно-надолжни, попречно-надолжни и попречно-попречни според Херман Вејл).
Во истиот период, е забележан првиот индиректен доказ за постоењето на гравитационите бранови. Во 1974 година, Расел Алан Халс и Џозеф Хутон Тејлор го откриле првиот двоен пулсар (откритие за кое во 1993 година ја добиле Нобеловата награда за физика). Во 1979 година, резултатите биле објавени и во истите имало детални мерења на постепеното нарушување на орбиталниот период на Халс-Тејлоровиот пулсар, што се совпаѓало прецизно со загубата на енергијата и аголниот момент на гравитационото зрачење, предвидени од општата релативност.
Ефекти при минувањето
Гравитационите бранови постојано минуваат низ Земјата, сепак дури и најсилните се незначителни, поради тоа што нивните извори се многу оддалечени. На пример, брановите оддадени од катаклизмичното спојување на GW150914 пристигнале на Земјата поминувајќи растојание од милијарда светлосни години, како бранување низ време-просторот кои ја промениле должината на четири километарскиот интерферометар ЛИГО како десет илјадинка од ширината на протонот, што пропорционално еднакво на промената на растојанието на најблиската ѕвезда надвор од Сончевиот Систем за ширината на едно влакно. Овој мал ефект од овие екстремни гравитациони бранови ги прави целосно незабележителни на Земјата, може да се забележат само со употреба на софистицирани детектори.
Ефектите од гравитациониот бран кој минува во еден претерано изразен облик, може да се визуализира замислувајќи идеално рамна област време-просторот со група на бесподвижни пробни честички распределени на рамнината (на пример, површината на сметачки екран). Како што гравитационите бранови минуваат низ честичките по линија нормална на рамнината на честичките (на пример, погледот на набљудувачот кон екранот), честичките ќе го следат нарушувањето на време-просторот, осцилирајќи на „накрстен“ начин, како што е прикажано на анимациите. Областа опкружена од овие пробни честички не се менува и нема промена во насока на движењето.
Осцилациите прикажани на анимациите се претерани во реалноста гравитационите бранови имаат многу мал замав (како што е запишано при линиската гравитација). Сепак, тие помагаат да се прикажат осцилациите поврзани со гравитационите бранови, на пример, како пар на маси во кружна орбита. Во овој случај замавот на гравитационот бран е постојан, но рамнината на поларизација се менува и завртува со двапати поголема брзина и на тој начин временско променливата гравитационо бранова големина (или 'периодично време-просторно напрегање') покажува промена слична на онаа на анимацијата. Ако орбитата е елиптична тогаш и замавот на гравитациониот бран се менува во согласност со Ајнштајновата квадриполна равенка.
Како и кај останатите бранови, постојат одреден број на одлики кои се користат за да се опишат гравитационите бранови:
Брзината, брановата должина и честотата на гравитациониот бран се поврзани со равенката c = λ f, како што е равенката за светлинските бранови. На пример, анимациите кои се прикажани тука осцилираат отприлика еднаш на секои две секунди. Ова би одговарало на честота од 0,5 Hz, и бранова должина од 600 .000 км, или 47 пати поголема од пречникот на Земјата.
Во погорниот пример, се претпоставува дека бранот е линиски поларизиран со „накрсна“ поларизација, запишана како h+. Поларизацијата на гравитациониот бран е иста како и поларизацијата на светлинскиот бран со исклучок на фактот дека гравитациониот бран е под агол од 45 степени, а за светлината е 90 степени. Забележливо е кај „накрсно“-поларизираните гравитациони бранови, дека h×, ефектот кај поларизираните честички е ист, но завртен за 45 минути, како што е прикажано во втората анимација. Како што е и со светлинската поларизација, поларизацијата на гравитационите бранови може исто така да се изрази преку кружната поларизација на брановите. Гравитационите бранови се поларизирани поради природата на нивните извори.
Извори и толкување на сигналите
Во општи услови, гравитационите бранови се зрачат од страна на тела чие движење вклучува забрзување и полнеж земајќи предвид дека движењето не е во целост кружно симетрично (налик на ширечка или собирачка топка) или вртежно симетрична (како диск кој се врти или сфера). Прост пример за ова начело е вртењето на тег. Ако тегот се врти околу својата оска на симетрија, нема да создава гравитациони бранови, ако пак се врти напреку, како што е случајот со две планети кои се во орбита една околу друга, ќе се создаваат гравитациони бранови. Колку што е потежок тегот, и колку побрзо се врти, толку е поголемо гравитационото зрачење од самото тело. Во краен случај кога краиштата на тегот се масивни ѕвезди како неутронски ѕвезди или пак црни дупки, кои се во орбита едни околу други со голема брзина, би се оддавало големо гравитационо зрачење.
Некои подетални примери:
Двојни ѕвезди
Во теорија, загубата на енергија преку гравитационото зрачење во краен случај ќе ја одведе Земјата да се судри со Сонцето. Сепак, вкупната енергија на Земјата во орбита околу Сонцето (кинетичка енергија + потенцијална енергија) е еднаква на 1,14 џули од кои само 200 вати (џули во секунда) се губат во облик на гравитационо зрачење, што доведува до нарушување на орбитата за околу 1 метри дневно колку што е пречникот на протонот. Со овој од, на Земјата ќе ѝ бидат потребни 1 пати години од моменталната старост на универзумот за да падне на Сонцето. Во оваа претпоставка не се зема намалувањето на r со текот на времето, но во поголем период од времето телата се доволно раздалечени и зрачат пополека, па разликата е неважна во овој случајно.
Поопшто, чекорот на орбиталниот распад може приближно да се пресмета со:
каде r е растојанието меѓу телата, t времето, G гавитационата константа, c е брзината на светлината, и m1 и m2 се масите на телата. Ова доведува до време за спојување на телата:
На пример, пар на неутронски ѕвезди со маса еднаква на сончевата во кружна орбита на растојание од 1,89 m (189,000 км) имаат орбитален период од 1.000 секунди, и животен век од 1,30 секунди или 414.000 години. Ваквиот систем може да се набљудува со ЛИСА доколку не се на големо растојание. Во многу поголем број постојат двојни бели џуџиња чии орбити се со слични орбитални периоди. Белите џуџиња имаат маси слични на онаа на Сонцето, пречник со големина како на Земјата. Не можат да бидат поблизу од 10.000 км пред да се спојат и експлодираат како супернова, со што би се завршило оддавањето на гравитационите бранови. Сè дотогаш, нивното гравитационо зрачење ќе биде споредливо со она на двојни неутронски ѕвезди.
Кога орбитата на двојните неутронски ѕвезди ќе сведе на 1,89 m (1890 км), нивниот животен век ќе биде 130.000 секунди или 36 часа. Орбиталната честота ќе се менува од 1 во секунда на почетокот 918 орбити во секунда кога растојанието ќе биде 20 км за време на спојувањето. Најголемиот дел од гравитационото зрачење ќе биде двапати од орбиталната честота. Во самиот момент пред спојувањето, спојувањето ќе биде забележано од ЛИГО доколку телата од парот се на блиско растојание. LIGO има само неколку минути за да го проследи ова спојување од вкупниот орбитален живот ко може да биде и неколку милијарди години. Детекторот Напреден LIGO би требало да ги забележи овие настани и на растојанија од 200 мегапарсеци. Па следи дека би требало да има околу 40 вакви настани годишно.
Црни дупки
Двојните црни дупки оддаваат гравитациони бранови за време на нивното движење едни околу други, за време на спојувањето, и за време на прстенестите фази. Најголем замав на оддавањето има за време на фазата на спојувањето, што може да се моделира со техниките на бројчената релативност. Првото директно забележување на гравитационите бранови е она од спојувањето на две црни дупки со ознака GW150914.
Супернова
Супернова е астрономски настан кој се случува за време на последната фаза на ѕвездениот развој на масивните ѕвезди, чие драматично и катастрофично уништување е одбележано со титанска експлозија. Оваа експлозија може да настане на повеќе начини, но на сите начини значаен дел од материјата на ѕвездата е исфрлен во непосредната околина со голема брзина (до 10% од брзината на светлината). Доколку не постои совршена симетричност при овие експлозии (т.е. доколку материјата е исфрлена подеднакво во сите насоки), ќе се создаде гравитациско зрачење од експлозијата. Ова се должи на фактот што гравитационите бранови се создадени од променлив квадриполен импулс, кој настанува само кога има асиметрично движење на масите. Бидејќи точниот механизам според кој настануваат суперновите не е целосно јасен, тешко е да се моделира гравитационото зрачење кое потекнува од истите.
Вртежни неутронски ѕвезди
Како што е споменато погоре, масова распределба ќе оддава гравитационо зрачење само кога ќе има сферично асиметрично движење меѓу масите. Вртежна неутронска ѕвезда општо би оддавале гравитационо зрачење поради тоа што неутронските ѕвезди се густи тела со силно гравитационо поле кое прави истите да бидат целосно сферични. Во некои, случаи, можни се мали деформитети на површината кои се наречени „планини“, кои всушност се испупчености и не се повисоки од 10 сантиметри над површината, поради што вртењето е сферично асиметрично. На овој начин ѕвездата има квадриполен момент кој се менува со текот на времето, и ќе оддава гравитациони бранови сè додека овие деформитети не исчезнат.
Инфлација
Многу модели на вселената тврдат дека постоела инфлациона ера на почетокот на создавањето на универзумот кога просторот се ширел многукратно за многу кус временски период. Ако ова ширење не било симетрично во сите насоки, можно е да оддавало гравитационо зрачење кое денес би се забележало како гравитационо заднинско зрачење. Овој заднински сигнал е премногу слаб за денешните детектори на гравитационите бранови и постои мислење дека ќе минат децении пред да биде човештвото во можност да ги забележи овие бранови.
Енергија, импулс и аголен момент
Водните бранови, звучните бранови и електромагнетните бранови се способни да носат енергија, импулс и аголен момент и на тој начин ја изнесуваат енергијата од изворот. Гравитационите бранови ја имаат истата функција. Па така на пример, двоен систем го губи аголниот момент како што двете тела во орбита спирално се приближуваат едно кон друго - аголниот момент се зрачи преку гравитационите бранови.
Брановите може да го пренесуваат и линискиот импулс, можност која има некои интересни значења во астрофизиката. Откако две супермасивни црни дупки ќе се спојат, оддавањето на линискиот импулс може да предизвика „удар“ со замав чија големина ќе биде и 4000 км/с. Ова е доволно силно за да ја исфрли споената црна дупка од матичната галаксија. Дури и ако ударот е мал за да ја исфрли целосно црната дупка, може сепак да ја отстрани привремено од јадрото на галаксијата, по што би се колебала околу центарот и по одреден период би застанала. Исфрлена црна дупка може да биде придружувана од ѕвездено јато, создавајќи хиперкомпактни ѕвездени системи. Или пак може да носи гас, овозможувајќи оваа црна дупка привремено да е „отскриен квазар“. Квазарот SDSS J092712.65+294344.0 е еден од квазарите за кој се смета дека е повратна супермасивна црна дупка.
Квантна гравитација, браново-честични гледишта и гравитон
Денес, за разлика од другите познати сили во универзумот, честичка „преносител на силата“ на гравитационите заемодејства досега не е препознаена.
Значајноста од изучувањето на првичниот универзум
Поради слабоста на заемодејствувањето меѓу гравитацијата и материјата, гравитационите бранови имаат мала впивливост или расејување, како што ги изминуваат астрономските растојанија. Особено, гравитационите бранови се очекува да бидат непопречени од непробојноста на првичниот универзум. Во овие почетни фази, просторот сè уште не бил „пробоен“ па набљудувањата преку светлината, радиобрановите и другиот вид на електромагнетоно зрачење кои одат назад во времето се ограничени или недостапни. Следствено, гравитационите бранови се очекува принципиелно да поседуваат потенцијал да обезбедат податоци за набљудување на самите почетоци на универзумот.
Определување на насоката на движењето
Тешкотијата за директно набљудување на гравитационите бранови, значи дека е многу тешко за поединечен детектор да ја препознае насоката на изворот. Следствено се користат повеќе детектори, за истовремено да се направи разлика меѓу „шумот“ со потврдување дека сигналот нема Земјино потекло, и да се определи насоката со помош на триангулација. Оваа техника го користи фактот дека брановите се движат со брзината на светлината и би пристигнале на различни детектори во различни временски периоди во зависност од насоката на изворот. Иако разликата во временскиот интервал би била и неколку милисекунди, ова е доволно да се препознае насоката од каде потекнува бранот со достатна прецизност.
Во случајот на GW150914, само два детектори биле оперативни во тој период, па така, насоката не е определена прецизно и може да биде каде било во лачниот простор наместо да се препознае во една точка од просторот.
Астрофизички дејанија
Во текот на минатиот век, астрономијата била револуционизирана со употреба на нови методи за набљудување на универзумот. Астрономските набљудувања биле првично биле изведувани во видливата светлина. Галилео Галилеј бил првенец во употребата на телескопи за набљудување. Сепак, видливата светлина е само мал дел од електромагнетниот спектар, и не сите тела во далечниот универзум светат сјајно во овој дел од спектарот. Повеќе корисни информации можат да се најдат на пример, при радиобранови должини. Користејќи радиотелескопи, астрономите ги откриле пулсарите, квазарите и други крајни тела кои ги поместуваат границите на разбирањето на физиката. Набљудувањата во микробрановото зрачење ја подигнале свеста за слабите остатоци од Големата експлозија, откритие кое Стивен Хокинг го нарече „најголемото откритие на векот, ако не и во целата историја“. Слични напредоци во набљудувањата користејќи гама-зраци, рендгенски зраци, ултравиолетова светлина и инфрацрвена светлина исто така придонеле за развојот на астрономијата. Како што сите овие делови од спектарот станале достапни, направени се нови откритија кои во спротивно не би биле можни. Астрономите се надеваат дека истото важи и за гравитационите бранови.
Индиректно забележување
Иако брановите од системот Земја-Сонце се незначителни, астрономите можат да посочат други извори кои би биле позначајни. Еден важен пример е Хулс–Тејлоровата двојка — пар на ѕвезди, од кој едниот е пулсар. Одликите од нивната орбита може да се определи од Доплеровото поместување на радиосигналите оддадени од пулсарот. Секоја од овие ѕвезди има и големината на нивните орбити е околу 1/75 од орбитата на Земја-Сонце, неколкупати поголема од пречникот на Сонцето. Комбинација од поголеми маси и помало одвојување значи дека енергијата оддадена од Хулс-Тејлоровата двојка ќе биде значително поголема од енергијата оддадена од системот Земја-Сонце — околу 1022 пати.
Информациите за орбитата може да се искористи да се предвиди колку многу енергии (и аголни моменти) ќе бидат зрачени како гравитациони бранови. Како што се пренесува енергијата, ѕвездите ќе се приближуваат една кон друга. Овој ефект се нарекува орбитално нарушување, и може да се набљудува преку сигналите од пулсарот. Мерењата на Хулс-Тејлоровиот систем се спроведувани во текот поголем од 30 години. Се покажало дека полнежот на орбиталниот период, како што е предвидено од гравитационото зрачење и општата релативност, и набљудувањата се совпаднале со разлика од 0,2 отсто. Во 1993 година, Расел Халс и Џо Тејлор биле наградени со Нобелова награда за физика за нивната работа, што било првиот индиректен доказ за гравитационите бранови. Животниот век на овој двоен систем, за да дојде до нивно спојување ќе треба да поминат неколку стотини милиони години.
Потешкотии
Гравитационите бранови не се лесно забележливи. Кога ќе пристигнат на Земјата, имаат мал замав со јачина од 10−21, што значи дека е потребен особено осетлив детектор, и дека други извори на шум може да го препокријат сигналот. За гравитационите бранови се очекува да имаат честоти од 10−16 Hz < f < 104 Hz.
Детектори поставени на Земјата
Сепак набљудувањата на Хулс-Тејлоровата двојка се од големо значење, давајќи индиректен доказ за гравитационите бранови. Позначајно набљудување ќе биде директно мерење на ефектот од минувањето на гравитациониот бран, што исто така би обезбедило повеќе информации за системот кој ги создава. Секое вакво директно забележување е сложено од неверојатно малиот ефект на брановите на детекторот. Замавот на сферниот бран ќе опаѓа обратнопропорционално со растојанието од изворот (изразот 1/R во равенките погоре за h). Така, дури брановите од крајните системи како што е спојувањето на двојните црни дупки исчезнуваат со многу мали замави додека да стигнат до Земјата. Астрофизичарите очекуваат дека некои гравитациони бранови може да минуваат низ Земјата со замави со големина од h ≈ 10−20, но не поголеми.
Резонантна антена
Едноставна направа теоретизирана со способност да ги забележува брановото движење се нарекува Веберова прачка — голема, цврста прачка од метал изолиран од надворешните вибрирања. Овој вид на инструмент бил првиот вид на забележувач на гравитационите бранови. Напрегањата на просторот поради упадните гравитациони бранови ја возбудуваат резонантната честота на прачката и на тој начин може да се засилат до забележливо ниво. Следствено, супернова од непосредна близина може да биде доволно силна за да се забележи без резонантно засилување. Со овој инструмент, Џозеф Вебер тврдел дека ги забележал дневните сигнали на гравитационите бранови. Неговите резултати, сепак, биле оспорени во 1974 година од физичарите Ричард Гарвин и Дејвид Даглас. Современите облици на Веберовата прачка се во употреба, изладени криогенички, со суперспроводни квантни интерферентни направи за да се почустуваат вибрациите. Веберовите прачки не се доволно чувствителни за да забележат послаби гравитациони бранови.
МиниГРАИЛ е сферична гравитационо-бранова антена која го користи овој принцип на работа. Сместена е во Лајденскиот универзитет, и се состои од совршено машински изработена 1150 кг сера криогенски изладена до 20 mK. Сферната конфигурација дозволува чувствителност во сите насоки, и е експериментално поедноставна од големите линиски направи кој побаруваат висок вакуум. Настаните се измерени со употреба на деформирањето на самата сфера. МиниГРАИЛ е особено чувствителен во распонот 2–4 kHz, соодветен за забележување на гравитационите бранови од нестабилностите при вртењето на неутронските ѕвезди или спојувањето на малите црни дупки.
Интерферометри
Постои класа на почувствителни детектори кои користат ласерска интерферометрија за да се измери движењето настанато од гравитационите бранови меѓу раздвоените 'слободни' маси. Ова дозволува масите да бидат на големи растојанија (засилувајќи го сигналот), дополнителна предност е дека е чувствителен на широк спектар на честоти (не само оние кои се близу до резонантните како кај Веберовите прачки). Интерферометрите поставени на површината на Земјата сега се оперативни. Моментално, најчувствителниот е ЛИГО — Ласерска интерферометриска гравитационо-бранова опсерваторија. ЛИГО има три детектори: еден во Ливингстон, Луизијана, друг во Ханфордскиот комплекс во Ричланд, Вашингтон и трет во (пранешно поставен во Ханфорд) се планира да биде поместен во Индија. Секоја опсерваторија е составена од складишта на светлина кои имаат должина од 4 километри. Тие пак се поставени под агол од 90 степени, при што светлината која минува низ вакуумските цевките со пречник од 1 m низ целата должина од 4 километри. Гравитациониот бран којшто минува малку ќе го развлече едниот крак, додека пак другата ја скусува. Ова е точно до кое интерферометарот е најчувствителен.
Дури и при толку долги краци, најсилните гравитациони бранови ќе бидат почустувани на краевите при јачина од 10−18 метри. ЛИГО би требало да ги забележи гравитационите бранови со големина од. надградбите на ЛИГО и другите детектори како „Девица“, ГЕО 600 и ТАМА 300 би требало да ја зголемат осетливоста, следната генерација на инструменти (Напреден ЛИГО и Напредна „Девица“) ќе бидат десетпати почувствителни. Друг високочувствителен интерферометар е КАГРА, кој е во изградба во рудникот Камиоканде во Јапонија. Значајно е дека десеткратното зголемување на чувствителноста (полупречник на 'дометот') ја зголемува зафатнината на инструментот за околу илјада пати. Ова зголемување на чекорот на забележување на сигналите од еден на десетина години на десетина во една година.
Einstein@Home
Наједноставните гравитациони бранови се оние со постојана честота. Брановите оддадени од вртежна неосносиметрична неутронска ѕвезда ќе бидат приближно еднобојни, односно чист тон во акустиката. За разлика од суперновите или двојните црни дупки овие сигнали малку се менуваат малку по замав или честота со текот на времето и би биле забележани од детекторите. Сепак, ќе постои промена во измерениот сигнал, поради Доплеровото поместување предизвикано од движењето на Земјата. Покрај тоа што сигналите се едноставни, забележувањето е сепак значително пресметковно скапо, поради големите нишки на податоци кои треба да бидат анализирани.
Проектот Einstein@Home е проект на распределен сметачки систем сличен на SETI@home наменет за забележување на овој вид на гравитациони бранови. Собирајќи податоци од ЛИГО и ГЕО, и го испраќаат како мали делови до илјадници доброволци за паралелна анализа на нивните домашни сметачи, Einstein@Home може да мине низ податоците многу побрзо отколку на друг начин.
Вселенско поставени интерферометри
Вселенско поставените интерферометри, како што се ЛИСА и ДЕЦИГО, се во изградба. Замислата за ЛИСА е да бидат три пробни маси кои создаваат рамностран триаголник, со ласер од едното летало до другото летало создавајќи два независни интерферометри. За ЛИСА се планира да биде во сончева орбита следејќи ја Земјата, па секој од краците на триаголникот ќе виде на растојание од пет милиони километри. На овој начин детекторот е поставен ов одличен вакуум далеку од шумот на површината на Земјата, но сепак ќе биде подложен на топлински шум, статичен шум, и промени предизвикани од космичките зраци и сончевиот ветар.
Користење на пулсирачко временски антени
Пулсарите се брзовртежни ѕвезди. Пулсарот оддава зраци во облик на радиобранови кои како зраците на светилникот, минуваат низ небото како што се врти пулсарот. Сигналот од пулсарот може да се забележи од радиотелескопите како низа на повторувачки пулсови, како отчукувања на часовник. Гравитационите бранови дејствуваат на времето кое потребно пулсовите да го минат растојанието од пулсарот до телескопот на Земјата. Пулсирачката временска антена користи милисекундни пулсари за да се забележат растројувањата предизвикани од гравитационите бранови преку мерење на пристигнувањето на пулсот на самата антена, со други зборови, да се забележат отстапувањата во отчукувањата на часовникот. Вообичаено, пулсирачките временски антени можат да се стават во потрага по ралични шаблони на корелација и антикорелација меѓу сигналите на различни пулсари (што довело до името „пулсирачка временска антена“). Иако пулсовите на пулсарот минуваат низ просторот за стотици па и илјадници години за да стигнат до нас, пулсирачките времеснки антени се доволно чувствителни за да ги забележат растројувањата во нивното време на пристигање за помалку од милионити дел од секундата. Во светот моментално има три активни пулсирачко временски антени.Северноамериканската нанохерцна гравитационо-бранова опсерваторија користи податоци собрани од радиотелескопот Аресибо и радиотелскопот Грин Банк.Парксовата пусирачка временска антена при Парксовиот радиотелескоп собира податоци од март 2005 година.Европска пулсирачка цремеснак антена користи податоци од четирите најголеми телескопи во Европа: Ловеловиот телескоп, Вестбуршкиot збирен радиотелескоп, Ефелзбершкиот телескоп и Нансешкиот радиотелескоп. (По завршувањето на Сардинискиот радиотелескоп и тој ќе се придружи на мрежата ЕПТА) Овие три проекти соработуваат меѓусебно под името Меѓународна пулсирачко временска антена.
Привични гравитациони бранови
Првичните гравитациони бранови се гравитациони бранови набљудувани при заднинското микробраново зрачење. Наводно истите биле забележани од инструментот БИЦЕП2, при најавата изнесена на 17 март 2014 година, што било повлечено на 30 јануари 2015 година („сигналот може целосно да се припише на прашината во Млечниот Пат“ ).
Набљудувања на ЛИГО
На 11 февруари 2016 година, соработката ЛИГО објави дека забележала гравитациони бранови, од сигнал забележан во 09:50:45 GMT на 14 септември 2015 година од две црни дупки чии маси се 29 и 36 сончеви маси и истите се спојуваат на растојание од 1,3 милијарди светлосни години. За време на последниот дел од секундата на спојувањето, ослободена е енергија чија моќност е 50 пати поголема од збирот на сите ѕвезди во видливиот универзум. Сигналот ја зголемил честотата од 35 на 250 Hz во текот на 10 циклуса (5 орбити) како што се зголемила силата за период од 0,2 секунди. Масата на новата црна дупка добиена од ова спојување изнесувала 62 сончеви маси. Оддадена била енергија еднаква на три сончеви маси во облик на гравитациони бранови. Сигналот бил забележан од двата детектори на ЛИГО во Ливингстон и Ханфорд, со временска разлика од 7 милисекунди поради аголот меѓу двата детектори и изворот. Сигналот потекнувал од јужната небесна полутопка, според груба проценка во насока (но многу подалеку) од Магелановите облаци. Сигурноста дека станува збор за набљудување на гравитациони бранови била 99,99994%.
На 15 јуни 2016 година, tекипата од ЛИГО го објави забележувањето на вториот збир на гравитациони бранови, кои биле набљудувани во 03:38:53 GMT на 26 декември 2015 година. Сигналот бил забележан од детекторот на ЛИГО, Ханфорд 1,1 милисекунда по детекторот Ливингстон. Сигналот се зголемил од 35 на 450 Hz во текот на 55 циклуси (27 орбити) за време на набљудување од една секунда. Анализата на сигналот покажува дека овој настан го претставува спојувањето на две црни дупки на растојание од 1,4 милијарди светлосни години, со маси од околу 14,2 и 7,5 сончеви маси, создавајќи нова црна дупка со маса приближна на 20,8 сончеви маси, при што една сончева маса била оддадена во облик на зрачење. Проценетиот вртежен параметар (однос на аголниот момент теориската граница) на конечната црна дупка е 0,74, за малку повисок од оној при првите набљудувања (0,67), било забележано дека најмалку една од црните дупки пред спојувањето имала вртежен параметар поголем од 0,2. Ова мерење дало дополнителна поддршка за општата релативност.
Рамка
За посложените случаи, Ајнштајновите равенки покажуваат како закривеноста на време-просторот може да се изрази математички користејќи метрички тензор — означен со g_{\mu\nu}. метриката содржи информации за тоа како растојанијата се измерени во просторот кој се разгледува. Бидејќи при движењето на гравитационите бранови низ просторот и времето го менув растојанието, би се користело за да се изнајде решението на брановата равенка.
Моќноста израчена од телата во орбита
Под претпоставка дека двете маси се m_1 и m_2, и се на растојание r. Моќноста оддадена од овој систем е:
каде G е гравитационата константа, c е брзината на светлината во вакуум и каде негативниот знак ја означува моќноста која го напушта системот, наместо да влегува. За систем како што е Сонцето и Земјата, r е околу 1,5 m и m_1 и m_2 се околу 2 и 6 kg соодветно. Во овој случај, моќноста која го напушта системот Земја, Сонце е околу 200 вати. ова е навистина мало споредено со вкупн електромагнетно зрачење оддадено од Сонцето (околу 3,86 вати, или скоро 400 милион, милион, милион, милиони вати).
Бранови замави од системот Земја-Сонце
Исто така може да го разгледуваме замавот на бранот од систем во кружни орбити. Нека θ е аголот које нормален на рамнината на орбитата и линијата на набљудувањето од набљудувачот. Претпоставувајќи дека набљудувачот е надвор од системот на растојание R од тежиштето. Ако R е многу поголемо од брановата должина, двете поларизации на бранот ќе бидат:
Тука, се користи константата на аголната брзина на кружна орбита во Њутновата физика:
НА пример, ако набљудувачот е во x-y рамнината тогаш, и , па h_\times поларизацијата е секогаш нула. Може да се забележи дека честотата на бранот оддаден е двапати од вртежната честота. Ако се внесат вредностите за системот Земја–Сонце, може да се најде дека:
Напредна математика
Закривеноста на време-просторот е искажана во однос на коваријантниот извод, \nabla, во облик на Ајнштајнов тензор, G_{\mu\nu}. Оваа закривеност е сврзана со импулсно–емнергетскиот тензор, T_{\mu\nu}, според кличната равенка:
каде G_N е Њутновата гравитациона константа, и c е брзината на светлината. Се користи геометриски систем на единици, па G_N = 1 = c.
Со неколку едноставни претпоставки, Ајнштајновите равенки можат да се запишат така што експлицитно тие да претставуваат бранови равенки. За почеток се воведува координатен систем, како. Се дефинира рамнопросторна метрика ќе биде величината која во овој координатен систем ќе ги има компонентите кои би се очекувале во рамнопросторната метрика. На пример, при овие сферни координати, ќе имаме
Оваа рамнопросторна метрика нема физичко значење, претставува математички метод потребен за анализата. Индексите на тензорот се зголемуваат и снижуваат користејќи ја оваа „рамнопросторна метрика“.
Сега, може да се земе предвид и физичката метрика g_{\mu \nu} како матрица, и да се определи детерминантата, \det g. Конечно, ќе дефинираме количество:
Ова е значајното поле, кое ќе го претставува зрачењето. Можно е (најмалку во асимптотски рамен време-простор) да се определат кооринатите на таков начин што величината ќе го исполнува хармонискиот кординатен услов (услови на кординатите):
Каде \nabla го претставува рамнопросторниот извод на операторот. Овие равенки ја покажуваат дивергенцијата на полето е нула. Линиските Ајнштајнови равенкисега можат да се запишат како:
Линиска приближност
Овие равенки од погоре се важечки во сите услови — во близина на црна дупка, на пример. Сепак, поради сложеноста на изразот за изворот, премногу е тешко да се определи решението аналитички. Честопати може да се земе дека просторот е скоро рамен, па метриката е скоро еднаква на тензорот. Во овој случај, можеме да ги занемариме квадратичните услови во, што значи дека полето се сведува навообичаениот импулсно-енергетски тензор. Односно, ајнштајновите равенки ќе го имаат обликот:
Ако сме заинтересирани за полето далеку од изворот, сепак, можеме да го сметаме изворот како точкест извор, па насекаде од изворот, импулсно-енергетскиот тензор ќе биде нула, па:
Сега, ова е вообичаената хомогена бранова равенка — една за секоја компонента од. Решенијата за оваа равенка се добро познати. За бран кој се оддалечува од точкестиот извор, израчениот дел (се мисли на делот кој исчезнува со однос 1/r \, од изворот) може секогаш да се запише во обликот, каде A \, е некоја функција. Може да се покаже дека за линиската приближност секогаш е можно полето да биде бестрагово. Сега, доколку дополнително се претпостави дека изворот е поставен во r=0, општото решение на брановата равенка во сферни координати е:
каде може да се видат потеклата на двете поларизации.
Однос со изворот
можеме да о запишеме решението во условина тензорската Гринова ункција за Даламберовиот оператор:
каде позитивниот и негативниот знак е во согласност со влезните и излезните решенија. Воопшто од интерес се излезните решенија па така имаме:
Ако изворот е ограничен на мала област на голема далечина, ќе имаме приближност:
каде r=|\vec{x}|.
Сега, бидејќи од интерес ни се само сферните компоненти на ова решение (временските компоненти може да бидат нула со координантна трансформација), и ќе се интегрира оваа величина — на област за која може да се претпостави дека е безграничен можеме да го запишеме поинаку. Занемарувајќи ги дивергенциите со помош на Стоксовата теорема и празна ограниченост, можеме да согледаме дека:
Вметнувајќи го ова во погорните равенки, ќе се добие:
Конечно, бидејќи е избрано да се рботи со координати за кои, знаеме дека. Со неколку едноставни замени, можеме ова да го искористиме и да покажеме дека:
Со овој запис, изразот за зрачењето од полето е:
Во линискиот случај, ,е густината на масата и енергијата.
Со добра приближност, густината на едноставна двојка може да се опише од пар на делта функции, со што се отстранува потребата од интегралот. Експлицитно, ако масите на двете тела се M_1 и M_2, и местоположбите се \vec{x}_1 и \vec{x}_2, тогаш:
Можеме да го искористиме овој израз на интегралот од погоре:
Користејќи тежишни координати и претпоставувајќи дека станува збор за кружна двојка, ова е:
каде. Вметнувајќи ги познатите вредности за, ќе се добијат изразите дадени погоре за зрачењето од поедноставената двојка.
Во научната фантастика
Во епизода од руската научно-фантастична книга Стажисти од Аркадиј и Борис Стругатски го прикажува експериментот со кој се следи движењето на гравитационите бранови поради уништувањето на дел од астероидот 15 Евномија со големина на Монт Еверест. Во детската книга Мери посакува да биде астронаут се спомнуваат две црни дупки кој се судираат.