Преглед на кодот на Гравитациски бран

[[Податотека:Warped Space and Time Around Colliding Black Holes (Courtesy Caltech-MIT-LIGO Laboratory, produced by SXS project).webm|thumb|300px|Симулација на која се прикажани гравитациските бранови создадени за време на последните моменти пред судирот на две црни дупки. Во видеото, брановите може да се видат како се движат нанадвор како што двете црни дупки се движат една покрај друга.]]
{{Општа релативност|појави}}
'''Гравитациски бран''' — бранување на [[закривеноста]] на [[време-простор]]от кој се придвижува како [[бран]]ови, кои се движат од изворот. Можноста за постоење на гравитациски 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.<ref>Heaviside O. A gravitational and electromagnetic analogy,''Electromagnetic Theory'', 1893, vol.1 455-466 Appendix B</ref> Во 1905 година [[Анри Поенкаре]] прв ги предложил гравитациските бранови (''ondes gravifiques'') кои се оддадени од тела и се движат со брзина на светлината според Лоренцовите трансформации.<ref>[http://www.academie-sciences.fr/pdf/dossiers/Poincare/Poincare_pdf/Poincare_CR1905.pdf  (PDF)] Membres de l'Académie des sciences depuis sa création : Henri Poincare. Sur la dynamique de l' electron.  Note de H. Poincaré. C.R. T.140 (1905) 1504-1508.</ref> Нивното постоење е предвидено во 1916 година<ref>{{Наведено списание|author=Einstein, A |title=Näherungsweise Integration der Feldgleichungen der Gravitation |date= June 1916 |url=http://einstein-annalen.mpiwg-berlin.mpg.de/related_texts/sitzungsberichte |journal=Prussian Academy of Sciences|Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften Berlin |volume=part 1|pages=688–696}}</ref><ref>{{Наведено списание|author=Einstein, A |title=Über Gravitationswellen |date=1918 |url=http://einstein-annalen.mpiwg-berlin.mpg.de/related_texts/sitzungsberichte |journal=Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften Berlin|volume=part 1|pages=154–167}}</ref> од страна на [[Алберт Ајнштајн]] врз основа на [[Општа теорија за релативноста|Теоријата за општа релативност]],<ref>{{Наведена мрежна страница |last=Finley |first=Dave |title=Einstein's gravity theory passes toughest test yet: Bizarre binary star system pushes study of relativity to new limits. |url=http://phys.org/news/2013-04-einstein-gravity-theory-toughest-bizarre.html |publisher=Phys.Org}}</ref><ref>[http://www.dpf99.library.ucla.edu/session14/barish1412.pdf The Detection of Gravitational Waves using LIGO, B. Barish]</ref> гравитациските бранови ја пренесуваат енергијата како „гравитациско зрачење“. Постоењето на гравитациските бранови е можна последица на [[Лоренцова коваријанса|Лоренцовата коваријанса]] на [[општа релативност|Општата релативност]], бидејќи ја воведува идејата за конечна брзина на движењето и физичките заемодејства со тоа движење. За споредба, гравитациските бранови не можат да постојат во [[Њутнов закон за сеопфатна гравитација|Њутновата теорија за гравитација]], која тврди дека физичките заемодејства се движат со бесконечни брзини.

Пред директното забележување на гравитациските бранови имало непосредни докази за нивното постоење. На пример, мерењата на [[PSR B1913+16|Хулс–Тејлоровиот двоен систем]] предвидувале дека гравитациските броеви се повеќе од хипотетичка замисла. Можните извори за забележување на гравитациските бранови биле системите од [[двојна ѕвезда|двојни ѕвезди]] составени од [[бело џуџе|бели џуџиња]], [[неутронска ѕвезда|неутронски ѕвезди]] и [[црна дупка|црни дупки]]. Различните [[Гравитациско-бранова опсерваторија|гравитациско-бранови опсерватории]] се во изградба, а некои се во употреба како што се на пример [[ЛИГО#Напредно ЛИГО|Напредно ЛИГО]] која започнала со набљудувањата во септември 2015 година.<ref>{{Наведена мрежна страница|title=The Newest Search for Gravitational Waves has Begun|url=https://ligo.caltech.edu/news/ligo20150918|website=LIGO Caltech|publisher=LIGO|accessdate=29 November 2015|date=18 September 2015}}</ref>

На 11 февруари 2016 година, здружените екипи во соработка [[ЛИГО]] и [[Интерферометар Вирго|Вирго]] објавиле дека успеале за првпат [[Прво набљудување на гравитациските бранови|директно да ги забележат гравитациските бранови]] кои потекнувале од [[двојни црни дупки|пар]] на црни дупки кои биле во процес на [[ѕвезден судир|спојување]], користејќи ги детекторите на Напредниот ЛИГО.<ref name="Discovery 2016">{{Наведено списание |title=Einstein's gravitational waves found at last |journal=Nature News| url=http://www.nature.com/news/einstein-s-gravitational-waves-found-at-last-1.19361 |date=February 11, 2016 |last1=Castelvecchi |first1=Davide |last2=Witze |first2=Witze |doi=10.1038/nature.2016.19361  |accessdate=2016-02-11 }}</ref><ref name='Abbot'>{{Наведено списание |title=Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger| author =B. P. Abbott et al. (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration)| journal=Physical Review Letters| year=2016| volume=116|issue=6| page =061102| url=https://journals.aps.org/prl/abstract/10.1103/PhysRevLett.116.061102 | doi=10.1103/PhysRevLett.116.061102| pmid =26918975}}</ref><ref name='NSF'>{{Наведена мрежна страница|title = Gravitational waves detected 100 years after Einstein's prediction {{!}} NSF - National Science Foundation|url = http://www.nsf.gov/news/news_summ.jsp?cntn_id=137628|website = www.nsf.gov|access-date = 2016-02-11}}</ref><ref name="NYT-20160615">{{наведени вести |last=Overbye |first=Dennis|title=Scientists Hear a Second Chirp From Colliding Black Holes |url=http://www.nytimes.com/2016/06/16/science/ligo-gravitational-waves-einstein.html |date=June 15, 2016 |work=The New York Times |accessdate=June 15, 2016 }}</ref><ref name = "Abbott2016" /><ref name = "physicsworld2016.06.15" />

== Вовед ==
[[Податотека:History of the Universe mk.svg|thumb|left|300px|Историја на [[универзум]]от - за гравитациските бранови се претпоставува дека потекнуваат од [[инфлација (космологија)|космичката инфлација]], [[Ширење на унивезумот#со брзина поголема од брзината на светлината|ширење со брзина поголема од брзината на светлината]] кус период по [[Голема експлозија|Големата експлозија]] (17 март 2014).<ref name="BICEP2-2014" /><ref name="NASA-20140317" /><ref name="NYT-20140317" /><ref name="NYT-20140317">{{наведени вести |last=Overbye |first=Dennis|title=Detection of Waves in Space Buttresses Landmark Theory of Big Bang |url=http://www.nytimes.com/2014/03/18/science/space/detection-of-waves-in-space-buttresses-landmark-theory-of-big-bang.html |date=17 March 2014 |work=New York Times |accessdate=17 March 2014}}</ref>]]

Во [[Алберт Ајнштајн|Ајнштајновата]] [[Општа теорија за релативноста|Теорија за општата релативност]], [[гравитација]]та се разгледува како појава која потекнува од закривеноста на [[време-простор]]от. Оваа закривеност е предизвикана од присуството на [[масата во општата релативност|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.<ref name="HTUW">{{cite serial |title=How The Universe Works 3|episode=First Second of the Big Bang |network=Discovery Science |year=2014}}</ref> Како што телата со маса се движат низ време-просторот, заркивеноста се менува за да се забележи промената на местоположбата на тие тела. Во [[#Извори и толкување на сигналите|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 гравитациски бранови.

Како што гравитацискиот бран минува пред далечен набљудувач, тој набљудувач ќе забележи дека време-просторот е разобличен од ефектите на [[напрегање (физика)|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 неурамнотежени [[сили]]. Големините на ваквите ефекти се намалува пропорционално со [[обратнопропорционално|квадратот]] од растојанието до изворот. За спирално вртежно сврзаните [[двојна неутрална ѕвезда|двојни неутронски ѕвезди]] се предвидува дека се моќни извори на гравитациските бранови кои заемодејствуваат, поради многу големите маси поради блиските [[орбита|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 10<sup>20</sup>. Научниците го покажале постоењето на овие бранови со почувствителни детектори. Најчувствителниот детектор кој е наменет за мерење на еден дел од {{вред|5|e=22}} (од 2012 година) е изграден од опсерваториите [[ЛИГО]] и [[ВИРГО]].<ref>{{Наведено списание |author1 = LIGO Scientific Collaboration |author2 = Virgo Collaboration |title = Search for Gravitational Waves from Low Mass Compact Binary Coalescence in LIGO's Sixth Science Run and Virgo's Science Runs 2 and 3 |journal = Physical Review D |volume = 85 |page = 082002 |date = 2012 |issue = 8 |arxiv = 1111.7314 |bibcode = 2012PhRvD..85h2002A |doi = 10.1103/PhysRevD.85.082002 }}</ref> Опсерваторија која ќе биде сместена во вселената, [[Ласерска интереферометарска вселенска антена|Ласерската интереферометарска вселенска антена]], во моментов се гради од страна на [[ЕСА]].

[[Податотека:Quadrupol Wave.gif|thumb|right|Линиски поларизиран гравитациски бран.]]

Гравитациските 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 [[оптички телескоп|оптичките телескопи]] или пак [[радиотелескоп]]ите, но [[гравитациско-бранова астрономија|гравитациско-брановата астрономија]] обезбедува нови податоци за функционирањето на универзумот. Особено, гравитациските 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 [[рекомбинација (космологија)|рекомбинацијата]] универзумот не го пропуштал електромагнетното зрачење.<ref>{{Наведено списание |last1 = Krauss |last2 = Dodelson |last3 = Meyer |first3 = S |date = 2010 |title = Primordial Gravitational Waves and Cosmology |url =  |journal = Science |volume = 328 |issue = 5981 |pages = 989–992 |doi = 10.1126/science.1179541 |pmid = 20489015 |first1 = LM |first2 = S |bibcode = 2010Sci...328..989K |arxiv = 1004.2504 }}</ref> Прецизните мерења на гравитациските бранови исто така ќе им овозможат на научниците подетално да ја испитаат општата теорија на релативноста.

Со изучувањето на гравитациските бранови, научниците ќе бидат во можност да видат што се случувало при почетната сингуларност.<ref>{{наведени вести|title = Gravitational waves: breakthrough discovery after two centuries of expectation|url = https://www.theguardian.com/science/2016/feb/11/gravitational-waves-discovery-hailed-as-breakthrough-of-the-century|newspaper = The Guardian|date = 2016-02-11|access-date = 2016-02-11|issn = 0261-3077|language = en-GB|first = Tim|last = Radford}}</ref> Главно, гравитациските 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 гравитациските бранови за кои постои можност да бидат забележани, започнувајќи од 10<sup>−7</sup> Hz па сè до 10<sup>11</sup> Hz.<ref name = "HI">{{Наведена книга |last1=Hawking |first1=S. W. |last2=Israel |first2=W. |title=General Relativity: An Einstein Centenary Survey |publisher=Cambridge University Press |location=Cambridge |year=1979 |isbn=0-521-22285-0 |page=98 |url=https://books.google.com/books?id=pxA4AAAAIAAJ&pg=PA98 }}</ref>

==Историја==
Во 1905 година, [[Анри Поенкаре]] прв предложил споредба меѓу забрзувачките [[електичен полнеж|електрични полнежи]] кои создаваат[[електромагнетен бран|електромагнетни бранови]] и забрзуваните маси во релативистичките теории за гравитацијата би требале да создаваат гравитациски бранови.<ref>http://www.academie-sciences.fr/pdf/dossiers/Poincare/Poincare_pdf/Poincare_CR1905.pdf page 1507</ref><ref name="CGShistory">
{{Наведено списание
|first1=J.L. |last1=Cervantes-Cota
|first2=S. |last2=Galindo-Uribarri
|first3=G.F. |last3=Smoot
|title=A Brief History of Gravitational Waves
|journal=Universe
|volume=2
|number=3
|year=2016
|pages=22
|doi=10.3390/universe2030022|doi-access=free
}}</ref> Кога Ајнштајн ја објавил својата [[општа релативност|Теорија за општата релативност]] во 1915 година, бил скептичен во поглед на Поенкареовата идеја, бидејќи според теоријата не постоеле „гравитациски 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 гравитациски бранови (надолжно-надолжни, попречно-надолжни и попречно-попречни според [[Херман Вејл]]).<ref name="CGShistory"/>

Сепак, природата на Ајнштајновите приближни пресметки предизвикале сомнежи во добиениот резултат. Во 1922 година, [[Артур Едингтон]] покажал дека два од Ајнштајновите бранови постоеле поради употребата на координатниот систем, можеле да се движат со која било брзина со изборот на соодветните координати, па Едингтон сметал дека тие се движат со „брзина на мислата“. Ова довело до сомнеж за физичноста на третиот вид на бранови (попречно-попречните за кои Едингтон покажал дека секогаш се движат со [[брзина на светлината|брзината на светлината]] независно од координатниот систем).<ref name="CGShistory"/> во 1936 година, Ајнштајн и [[Нејтан Розен]] поднеле труд до Physical Review во кој тврделе дека гравитациските бранови не би можеле да постојат во целосната теорија за општата релативност, бидејќи таквото решение на равенките за полето би било сингуларност. Списанието нивниот труд го испратило до [[Хавард П. Робертсон|Хавард Робертсон]], кој изјавил дека сингуларностите  кои се појавуваат се всушност последица на употребата на цилиндрични координати. Ајнштајн, кој не бил запознаен со концептот на разгледување на трудовите од страна на други научници, налутено го повлекол трудот, и никогаш не бил повторно објавен во списанието. Како и да е, неговиот помошник [[Леополд Инфелд]], кој бил во контакт со Робертсон, го убедил Ајнштајн дека критиките биле точни по што трудот бил презапишан и објавен повторно во друго списание.<ref name="CGShistory"/>

Во 1956 година, [[Феликс Пирани]] ги разјаснил забуните поврзани со употребата на различните координатни системи запишувајќи ги гравитациските бранови со употреба на [[Риманов кривински тензор|Римановиот кривински тензор]]. Во овој период неговата работа била игнорирана, бидејќи заедницата била фокусирана на друго прашање: дали гравитациските бранови може да пренесуваат [[енергија]]. Овој проблем бил разрешен со употреба на мисловен експеримент предложен од страна на [[Ричард Фајнман]] за време на првата конференција „GR“ на [[Универзитет на Северна Каролина „Чапел Хил“|„Чапел Хил“]] во 1957 година. Накусо, неговото гледиште (познато како „[[гледиште на лепливо зрно]]“) се зема предвид дека стап на кој има зрна, при минувањето на гравитацискиот бран овие зрна би требало да бидат придвижени по должината на стапот, триењето би создало топлина, што значи дека бранот кој минал извршил [[работа (физика)|работа]]. Накусо подоцна, [[Херман Бонди]] (поранешен скептик за постоењето на гравитациските бранови) објавил детална верзија на „гледиштето на лепливо зрно“.<ref name="CGShistory"/>

По конференцијата во „Чапел Хил“, [[Џозеф Вебер]] започнал да обмислува и гради детектори на гравитациски бранови денес познати како [[Веберова прачка|Веберови прачки]]. Во 1969 година, Вебер тврдел дека го забележал првиот гравитациски бран и во 1970 година дека „забележувал“ гравитациски сигнали, сепак, честотата со која биле забележувани покренала сомневања за точноста на ваквите набљудувања според кои чекорот на загуба на енергија на [[Млечен Пат|Млечниот Пат]] ќе ја исцеди од енергија галаксијата за многу покус временски период од утврдената старост. Овие сомнежи биле потврдени во средината на 1970-ите, повторувањето на експериментите од страна на други групи истражувачи низ светот не успеале да најдат какви било сигнали, и кон крајот на 1970-ите преовладувало мислењето дека резултатите на Вебер се лажни.<ref name="CGShistory"/>

Во истиот период, е забележан првиот индиректен доказ за постоењето на гравитациските бранови. Во 1974 година, [[Расел Алан Халс]] и [[Џозеф Хутон Тејлор]] го откриле [[Халс-Тејлоров двојник|првиот двоен пулсар]] (откритие за кое во 1993 година ја добиле [[Нобелова награда за физика|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 гравитациското зрачење, предвидени од општата релативност.<ref name="CGShistory"/>

* 1962 – М. Е. Гертсенштајн и В. И. Пустовојт го објавиле првиот труд во кој се опишани начините за употреба на интерферометри со кои би се забележале  tгравитациските бранови со големи бранови должини.<ref>{{Наведено списание | last1 = Gertsenshtein | first1 = M. E. | last2 = Pustovoit | first2 = V. I. | year = 1962 | title = On the detection of low frequency gravitational waves | url = | journal = JETP | volume = 43 | issue = | pages = 605–607 }}</ref>
* 1984 – [[Кип Торн]], [[Роналд Древер]] и [[Рајнер Вајс]] основаат управувачки одбор по откако NSF побарува од [[Масачусетски институт за технологија|МИТ]] и [[Калифорниски институт за технологија|Калтех]] да ги здружат силите за до водат проектот ЛИГО.<ref name="quantamag">{{Наведена мрежна страница|title = Gravitational Waves Discovered at Long Last {{!}} Quanta Magazine|url = https://www.quantamagazine.org/20160211-gravitational-waves-discovered-at-long-last/|website = www.quantamagazine.org| date=2016-02-11 |access-date = 2016-02-12}}</ref><ref name="Committee on Setting Priorities for NSF-Sponsored Large Research Facility Projects, Committee on Science, Engineering, and Public Policy, Policy and Global Affairs, Board on Physics and Astronomy, Division on Engineering and Physical Sciences, National Research Council. 2004 109–117">{{Наведена книга | last= Committee on Setting Priorities for NSF-Sponsored Large Research Facility Projects, Committee on Science, Engineering, and Public Policy, Policy and Global Affairs, Board on Physics and Astronomy, Division on Engineering and Physical Sciences, National Research Council. |date= 2004 |title= Setting Priorities for Large Research Facility Projects Supported by the National Science Foundation |publisher= National Academies Press |pages= 109–117|isbn=0-309-09084-9|url=http://www.nap.edu/catalog/10895/setting-priorities-for-large-research-facility-projects-supported-by-the-national-science-foundation}}</ref>
* 1994 – Директорот на лабораторијата ЛИГО [[Бери Бериш]] и неговата група ја оформуваат ЛИГО, со проектен план и буџет, ги добиваат финансиите од NSF, и ја започнуваат изградбата. Бериш е назначен, а главен надзорник и ЛИГО, со буџет од US$395 милиони, со што станува еден од најскапите проекти финансирани од страна на NSF.<ref name="Committee on Setting Priorities for NSF-Sponsored Large Research Facility Projects, Committee on Science, Engineering, and Public Policy, Policy and Global Affairs, Board on Physics and Astronomy, Division on Engineering and Physical Sciences, National Research Council. 2004 109–117"/> 
* 1997 – Се создадени [[Научна соработка ЛИГО|Научната соработка ЛИГО]] и [[Меѓународен комитет за гравитациски бранови|Меѓународниот комитет за гравитациски бранови]] .<ref>{{Наведена мрежна страница|title=A Brief History of LIGO|url=https://www.caltech.edu/content/brief-history-ligo|accessdate=2017-01-01|archive-date=2016-11-30|archive-url=https://web.archive.org/web/20161130035022/http://www.caltech.edu/content/brief-history-ligo|url-status=dead}}</ref><ref>{{Наведена мрежна страница|title=GWIC Past Members|url=https://gwic.ligo.org/members/PastMembers.shtml|accessdate=2017-01-01|archive-date=2016-03-12|archive-url=https://web.archive.org/web/20160312062033/https://gwic.ligo.org/members/PastMembers.shtml|url-status=dead}}</ref> 
* 2002 – Започнува потрагата за гравитациските бранови на ЛИГО<ref>{{Наведена мрежна страница|title = Facts|url = https://www.ligo.caltech.edu/page/facts|website = LIGO Lab {{!}} Caltech|access-date = 2016-02-15}}</ref>
* 2004 – Напредна надградба на ЛИГО е одобрена од страна на Националниот научен одбор.<ref>{{Наведена мрежна страница|title=Major Actions and Approvals at the October 13-14, 2004 Meeting of the National Science Board|url=http://www.nsf.gov/nsb/meetings/2004/1004/major_action_1004_updt.pdf}}</ref> 
* 2005 - Разрешен е проблемот на двојните црни дупки: три групи независно развиле нови методи за моделирање на спиралното спојување на двојните црни дупки.<ref name="Pretorius2005">{{Наведено списание|last1=Pretorius|first1=Frans|title=Evolution of Binary Black-Hole Spacetimes|journal=Physical Review Letters|volume=95|issue=12|pages=121101|year=2005|issn=0031-9007|doi=10.1103/PhysRevLett.95.121101|pmid=16197061|arxiv = gr-qc/0507014 |bibcode = 2005PhRvL..95l1101P }}</ref><ref name="CampanelliLousto2006">{{Наведено списание|last1=Campanelli|first1=M.|last2=Lousto|first2=C. O.|last3=Marronetti|first3=P.|last4=Zlochower|first4=Y.|title=Accurate Evolutions of Orbiting Black-Hole Binaries without Excision|journal=Physical Review Letters|volume=96|issue=11|pages=111101|year=2006|issn=0031-9007|doi=10.1103/PhysRevLett.96.111101|pmid=16605808|arxiv = gr-qc/0511048 |bibcode = 2006PhRvL..96k1101C }}</ref><ref name="BakerCentrella2006">{{Наведено списание|last1=Baker|first1=John G.|last2=Centrella|first2=Joan|last3=Choi|first3=Dae-Il|last4=Koppitz|first4=Michael|last5=van Meter|first5=James|title=Gravitational-Wave Extraction from an Inspiraling Configuration of Merging Black Holes|journal=Physical Review Letters|volume=96|issue=11|pages=111102|year=2006|issn=0031-9007|doi=10.1103/PhysRevLett.96.111102|pmid=16605809|arxiv = gr-qc/0511103 |bibcode = 2006PhRvL..96k1102B }}</ref>
* 2014 – Астрономите од [[Харвард–Смитсонов центар за астрофизика|Харвард–Смитсоновиот центар за астрофизика]] погрешно тврдат дека ги забележале и снимиле првите гравитациски бранови во [[заднинско микробраново зрачење|заднинското микробраново зрачење]].<ref name="BICEP2-2014">{{Наведена мрежна страница |author=Staff |title=BICEP2 2014 Results Release |url=http://bicepkeck.org |date=17 March 2014 |work=National Science Foundation |accessdate=18 March 2014}}</ref><ref name="NASA-20140317">{{Наведена мрежна страница |last=Clavin |first=Whitney |title=NASA Technology Views Birth of the Universe |url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-082 |date=17 March 2014 |work=[[NASA]] |accessdate=17 March 2014}}</ref><ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.scientificamerican.com/article/gravity-waves-cmb-b-mode-polarization/|title=Gravity Waves from Big Bang Detected|date=17 March 2014| author=Clara Moskowitz |work=Scientific American|accessdate=21 March 2016}}</ref><ref>{{Cite news|url=https://www.theguardian.com/science/2014/jun/04/gravitational-wave-discovery-dust-big-bang-inflation|title=Gravitational waves turn to dust after claims of flawed analysis|author=Ian Sample|work=the Guardian|date=2014-06-04 }}</ref>
* 2015 – Започнува со работа напредното ЛИГО.
* 11 февруари 2016 – [[Научна соработка ЛИГО|Научната соработка ЛИГО]] објавува дека [[гравитациско-бранова астрономија|забележале гравитациски бранови]] на 14 септември 2015 година при спојувањето надве црни дупки на растојание од 410 [[парсек|мегапарсеци]] (1,3 милијарди години), чии маси биле {{вред|36|5|-4}} [[сончева маса|M⊙]] и {{вред|29|4|-4}} [[сончева маса|M⊙]], резултирајќи во црна дупка со маса {{вред|62|4|-4}} M⊙.<ref name="Discovery 2016" /><ref name="Abbot" /><ref name="NSF" /> Сигналот е наречен [[GW150914]].<ref>{{Наведена мрежна страница|title = LIGO detects first ever gravitational waves – from two merging black holes - physicsworld.com|url = http://physicsworld.com/cws/article/news/2016/feb/11/ligo-detects-first-ever-gravitational-waves-from-two-merging-black-holes|website = physicsworld.com| date=2016-02-11 |access-date = 2016-02-12}}</ref>
* 15 јуни 2016 – ЛИГО објавува дека по вторпат забележале сигнал од гравитациски бранови од [[GW151226]], забележани на 26 декември 2015 година, создадени на растојание од 440 [[парсек|мегапарсеци]] (1,4 милијарди светлосни години) при спојувањето на две ѕвездени црни дупки со маси {{вред|14.2|8.3|-3.7}} [[сончева маса|M⊙]] и {{вред|7.5|2.3|-2.3}} [[сончева маса|M⊙]], при што се добила црна дупка со маса {{вред|20.8|6.1|-1.7}} [[сончева маса|M⊙]].<ref name = "Abbott2016">{{Наведено списание|last1=LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration|last2=Abbott|first2=B. P.|last3=Abbott|first3= R.|last4= Abbott|first4= T. D.|last5=Abernathy|first5=M. R.|last6=Acernese|first6= F.|last7=Ackley|first7= K.|last8=Adams|first8= C.|last9=Adams|first9=T.|date=2016-06-15|title=GW151226: Observation of Gravitational Waves from a 22-Solar-Mass Binary Black Hole Coalescence|url=http://link.aps.org/doi/10.1103/PhysRevLett.116.241103|journal=Physical Review Letters|volume= 116|issue= 24|pages=241103|doi= 10.1103/PhysRevLett.116.241103|pmid=27367379|bibcode=2016PhRvL.116x1103A}}</ref><ref name = "physicsworld2016.06.15">{{Наведена мрежна страница|last1= Commissariat|first1= T.|url= http://physicsworld.com/cws/article/news/2016/jun/15/ligo-detects-second-black-hole-merger|title=LIGO detects second black-hole merger|date=15 June 2016|website= physicsworld.com|publisher= Institute of Physics|access-date=15 June 2016}}</ref><ref name = "MIT2016.06.15">{{Наведена мрежна страница|last1= Chu|first1= J.| title= For second time, LIGO detects gravitational waves|url= http://news.mit.edu/2016/second-time-ligo-detects-gravitational-waves-0615|date=15 June 2016|website= MIT News|publisher=
Massachusetts Institute of Technology|access-date=15 June 2016}}</ref>

==Ефекти при минувањето==
[[Image:GravitationalWave PlusPolarization.gif|thumb|150px|Ефектите на накрсно поларизиран гравитациски бран на прстен од честички.]]
[[Image:GravitationalWave CrossPolarization.gif|thumb|150px|Ефектите на накосо поларизиран гравитациски бран на прстен од честички.]]

Гравитациските 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 [[светлосна година|светлосни години]], како бранување низ [[време-простор]]от кои ја промениле должината на четири километарскиот интерферометар ЛИГО како десет илјадинка од ширината на [[протон]]от, што пропорционално еднакво на промената на растојанието на најблиската ѕвезда  надвор од Сончевиот Систем за ширината на едно влакно.<ref>LIGO press conference 11 February 2016</ref> Овој мал ефект од овие екстремни гравитациски бранови ги прави целосно незабележителни на Земјата, може да се забележат само со употреба на софистицирани детектори.

Ефектите од гравитацискиот бран кој минува во еден претерано изразен облик, може да се визуализира замислувајќи идеално рамна област [[време-простор]]от со група на бесподвижни  пробни честички распределени на рамнината (на пример, површината на сметачки екран). Како што гравитациските 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 гравитациските бранови имаат многу мал [[замав]] (како што е запишано при [[линиска гравитација|линиската гравитација]]). Сепак, тие помагаат да се прикажат осцилациите поврзани со гравитациските бранови, на пример, како пар на маси во [[кружна орбита]]. Во овој случај замавот на гравитацискиот бран е постојан, но рамнината на [[поларизација (бранови)|поларизација]] се менува и завртува со двапати поголема брзина и на тој начин временско променливата гравитациска бранова големина (или 'периодично време-просторно напрегање') покажува промена слична на онаа на анимацијата.<ref name = "LL75">{{Наведена книга |last1=Landau |first1=L. D. |last2=Lifshitz |first2=E. M. |title=The Classical Theory of Fields |edition=Fourth Revised English |publisher=Pergamon Press |year=1975 |isbn=0-08-025072-6 |pages=356–357 |url=https://books.google.com/books?id=X18PF4oKyrUC&pg=PA356 }}</ref> Ако орбитата е елиптична тогаш и замавот на гравитацискиот бран се менува во согласност со Ајнштајновата [[квадриполна равенка]].<ref>{{Наведено списание | last1 = Einstein | first1 = A | year = 1918 | title = Über Gravitationswellen | url = | journal = Sitzungsberichte, Preussische Akademie der Wissenschaften | volume = 154 | issue = | page = }}</ref>

Како и кај останатите [[бран]]ови, постојат одреден број на одлики кои се користат за да се опишат гравитациските бранови:
* '''Замав''': вообичаено се бележи со ''А'', ова е големината на бранот — делот кој се издолжува и насобира во анимацијата. Замавот кој е прикажан е со големина ''А'' = 0,5 (или 50%). Гравитациските бранови кои минуваат низ Земјата се многу [[секстилион]]и пати послаби од ова&nbsp;— ''А''&nbsp;≈ 10<sup>−20</sup>.
*'''[[Честота]]''': вообичаено се бележи со ''f'',ова е честотата со која бранот осцилира (1 поделено со времето меѓу две последователни напрегања и развлекувања)
*'''[[Бранова должина]]''': вообичаено се бележи со ''λ'', ова е растојанието по должина на бранот меѓу две последователни максимални развлекувања и напрегања.
*'''[[Брзина]]''': Станува збор за брзината со која точка од бранот (на пример, точка со максимално развлекување и напрегање) се поместува. За гравитациските бранови со мали замави, оваа [[брзина на гравитацијата|брановата брзина]] е еднаква на [[брзина на светлината|брзината на светлината]] (''c'').

Брзината, брановата должина и честотата на гравитацискиот бран се поврзани со равенката ''c = λ f'', како што е равенката за [[електромагнетно зрачење#бранов модел|светлинските бранови]]. На пример, анимациите кои се прикажани тука осцилираат отприлика еднаш на секои две секунди. Ова би одговарало на честота од 0,5&nbsp;Hz, и бранова должина од 600&nbsp;.000&nbsp;км, или 47 пати поголема од пречникот на Земјата.

Во погорниот пример, се претпоставува дека бранот е [[линиска поларизација|линиски поларизиран]] со „накрсна“ поларизација, запишана како ''h''<sub>+</sub>. Поларизацијата на гравитацискиот бран е иста како и поларизацијата на светлинскиот бран со исклучок на фактот дека гравитацискиот бран е под агол од 45&nbsp;степени, а за светлината е 90&nbsp;степени. Забележливо е кај „накрсно“-поларизираните гравитациски бранови, дека ''h''<sub>×</sub>, 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 гравитациските бранови може исто така да се изрази преку [[кружна поларизација|кружната поларизација]] на брановите. Гравитациските бранови се поларизирани поради природата на нивните извори.

==Извори и толкување на сигналите==
[[Податотека:ГБ-спектар - извори и забележувачи.png|thumb|right|upright=2|Спектарот на гравитациските бранови од изворите и нивното забележување. ''Извор: НАСА''<ref>{{Наведена мрежна страница|title=Gravitational Astrophysics Laboratory|url=http://science.gsfc.nasa.gov/663/research/index.html|website=science.gsfc/nasa.gov|accessdate=20 September 2016}}</ref>]]

Во општи услови, гравитациските 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 гравитациски бранови, ако пак се врти напреку, како што е случајот со две планети кои се во орбита една околу друга, ќе се создаваат гравитациски бранови. Колку што е потежок тегот, и колку побрзо се врти, толку е поголемо гравитациското 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 гравитациско зрачење.

Некои подетални примери:

* Две тела кои се во орбита едно со друго, планета во орбита околу Сонцето, ќе оддава зрачење.
* Неосносиметрилан планетоид во вртење — со голема испупченост или вдлабнатина на екваторот — ќе оддава зрачење.
* Би се зрачеле од експлозија на [[супернова]] сè додека таа експлозија не е во целост симетрична.
* Изолирано цврсто тело кое се движи постојана брзина нема да зрачи гравитациски бранови. Ова може да се смета како последица на [[закон за запазување на импулсот|законот за запазување на импулсот]].
* Диск кој се врти нема да зрачи гравитациски бранови. Ова е последица од [[закон за запазување на моментот на импулсот|законот за запазување на моментот на импулсот]]. Сепак, ќе се забележат [[гравитомагнетизам|гравитомагнетни]] ефекти.
* На сферно пулсирачки ѕвезди (монополен момент различен од нула или [[маса]], но квадриполниот момент е еднаков на нула) нема да оддаваат гравитациски бранови, во согласност со [[Биркохова теорема|Биркоховата теорема]].

Технички, третиот извод од квадриполниот момент (или n-тиот извод од n-тиот мултиполен момент) на изолиран систем е [[импулсно-енергетски тензор|импулсно–енергетскиот тензор]] мора да биде различен од нула со цел да се оддаде гравитациско зрачење. Ова е слично на менувањето на диполниот момент на полнежот или струјата што е потребна за оддавање на електромагнетно зрачење.

===Двојни ѕвезди===
{{Поврзано|Проблемот на две тела во општата релативност}}
[[Податотека:orbit2.gif|thumb|200px|Две ѕвезди со различна маса се во [[кружна орбита|кружни орбити]]. Двете се вртат околу заедничко [[тежиште]] (означено со малиот црвен крст) во круг, при што телото со поголема маса има помала орбита.]]
[[Податотека:orbit1.gif|thumb|200px|Две ѕвезди со слична маса се во кружна орбита околу центарот на маса.]]
[[Податотека:orbit5.gif|thumb|200px|Две ѕвезди со слични маси се во крајно [[елиптична орбита|елиптични орбити]] околу тежиштето.]]
Гравитациските бранови ја однесуваат енергијата од изворите, во случајот на тела кои се во орбита, постепено ќе дојде до нарушување на орбитата.<ref>{{Наведено списание|last=Peters|first=P.|author2=Mathews, J.|title=Gravitational Radiation from Point Masses in a Keplerian Orbit|journal=Physical Review|volume=131|issue=1|pages=435–440|doi=10.1103/PhysRev.131.435|bibcode = 1963PhRv..131..435P |date=1963}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Peters|first=P.|title=Gravitational Radiation and the Motion of Two Point Masses|journal=Physical Review|volume=136|issue=4B|pages=B1224–B1232|doi=10.1103/PhysRev.136.B1224|bibcode = 1964PhRv..136.1224P |date=1964}}</ref> Замислете си на пример едноставен систем од две маси — како што се Земја–Сонце — кои се движат пополека споредено со брзината на светлината. Да се претпостави дека овие две маси се во орбита една околу друга по кружна орбита во ''x''&ndash;''y'' рамнината. Приближно, масите следат  Кеплерови [[орбита|орбити]]и. Сепак, ваквиот вид на орбита претставува променлив [[Квадрипол#ггравитациски квадрипол|квадриполен момент]]. Со други зборови, системот ќе оддава гравитациски бранови.

Во теорија, загубата на енергија преку гравитациското 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{{e|36}} [[џул]]и од кои само 200 [[ват]]и (џули во секунда) се губат во облик на гравитациско зрачење, што доведува до [[орбитален распад|нарушување на орбитата]] за околу 1{{e|-15}} метри дневно колку што е пречникот на [[протон]]от. Со овој од, на Земјата ќе ѝ бидат потребни 1{{e|13}} 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:<ref name="Gravitational Radiation"/>

:<math>\frac{\mathrm{d}r}{\mathrm{d}t} = - \frac{64}{5}\, \frac{G^3}{c^5}\, \frac{(m_1m_2)(m_1+m_2)}{r^3}\ , </math>

каде ''r'' е растојанието меѓу телата, ''t'' времето, ''G'' [[гравитациска константа|гавитационата константа]], ''c'' е [[брзина на светлината|брзината на светлината]], и ''m''<sub>1</sub> и ''m''<sub>2</sub> се масите на телата. Ова доведува до време за спојување на телата:
<ref name="Gravitational Radiation"/>

:<math>t= \frac{5}{256}\, \frac{c^5}{G^3}\, \frac{r^4}{(m_1m_2)(m_1+m_2)}. </math>

На пример, пар на неутронски ѕвезди со маса еднаква на сончевата во кружна орбита на растојание од 1,89{{e|8}} m (189,000&nbsp;км) имаат орбитален период од 1.000 секунди, и животен век од 1,30{{e|13}} секунди или 414.000 години. Ваквиот систем може да се набљудува со [[Ласерска интерферометарска вселенска антена|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&nbsp;км пред да се спојат и експлодираат како [[Тип Ia супернова#Двојно дегенерирани учесници|супернова]], со што би се завршило оддавањето на гравитациските бранови. Сè дотогаш, нивното гравитациско зрачење ќе биде споредливо со она на двојни неутронски ѕвезди.

Кога орбитата на двојните неутронски ѕвезди ќе сведе на 1,89{{e|6}} m (1890&nbsp;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&nbsp;км за време на спојувањето. Најголемиот дел од гравитациското 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 мега[[парсек|парсеци]]. Па следи дека би требало да има околу 40 вакви настани годишно.<ref>{{citation|title=LIGO Scientific Collaboration - FAQ; section: "Do we expect LIGO's advanced detectors to make a discovery, then?" and "What's so different about LIGO's advanced detectors?"| url=http://ligo.org/science/faq.php| accessdate=14 February 2016}}</ref>

===Црни дупки===
Двојните црни дупки оддаваат гравитациски 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.<ref name="Pretorius2005"/><ref name="CampanelliLousto2006"/><ref name="BakerCentrella2006"/> Првото директно забележување на гравитациските бранови е она од спојувањето на две црни дупки со ознака GW150914.

===Супернова===
{{главна|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 гравитациските бранови се [[Квадриполна равенка|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 гравитациското зрачење кое потекнува од истите.

===Вртежни неутронски ѕвезди===

Како што е споменато погоре, масова распределба ќе оддава гравитациско зрачење само кога ќе има сферично асиметрично движење меѓу масите. [[Пулсар|Вртежна неутронска ѕвезда]] општо би оддавале гравитациско зрачење поради тоа што [[неутронска ѕвезда|неутронските ѕвезди]] се густи тела со силно гравитациско 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,<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.space.com/6682-neutron-star-crust-stronger-steel.html|title=Neutron Star Crust Is Stronger than Steel|website=[[Space.com]] |date=2009-05-18 |access-date=2016-07-01}}</ref> поради што вртењето е сферично асиметрично. На овој начин ѕвездата има квадриполен момент кој се менува со текот на времето, и ќе оддава гравитациски бранови сè додека овие деформитети не исчезнат.

===Инфлација===
{{главна|Инфлација (космологија)}}
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 гравитациско зрачење кое денес би се забележало како [[гравитациско заднинско зрачење]]. Овој заднински сигнал е премногу слаб за денешните детектори на гравитациските бранови и постои мислење дека ќе минат децении пред да биде човештвото во можност да ги забележи овие бранови.

==Својства и однесување==
===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. Гравитациските 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 гравитациските бранови.

Брановите може да го пренесуваат и линискиот импулс, можност која има некои интересни значења во [[астрофизика]]та.<ref name="Merritt2004">{{Наведено списание |last1 = Merritt |first1 = D.|title = Consequences of Gravitational Wave Recoil |journal = The Astrophysical Journal Letters |volume = 607 |issue = 1 |pages = L9–L12 |bibcode = 2004ApJ...607L...9M |date = May 2004 |doi = 10.1086/421551 |last2 = Milosavljevi |first2 = Milo |last3 = Favata |first3 = Marc |last4 = Hughes |first4 = Scott A. |last5 = Holz |first5 = Daniel E. |arxiv = astro-ph/0402057 | display-authors = 1 }}
</ref> Откако две супермасивни црни дупки ќе се спојат, оддавањето на линискиот импулс може да предизвика „удар“ со замав чија големина ќе биде и 4000&nbsp;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.<ref>{{Наведено списание |last1 = Gualandris |first1 = A. |last2 = Merritt |first2 = D. |title = Ejection of Supermassive Black Holes from Galaxy Cores |journal = The Astrophysical Journal |volume = 678 |issue = 2 |pages = 780–797 |bibcode = 2008ApJ...678..780G |date = May 2008 |doi = 10.1086/586877 | display-authors = 2 |arxiv = 0708.0771 }}
</ref> Исфрлена црна дупка може да биде придружувана од ѕвездено јато, создавајќи [[хиперкомпактни ѕвездени системи]].<ref name="MSK09">{{Наведено списание |last1 = Merritt |first1 = D.|last2 = Schnittman |first2 = J. D. |last3 = Komossa |first3 = S. |title = Hypercompact Stellar Systems Around Recoiling Supermassive Black Holes |journal = The Astrophysical Journal |volume = 699 |issue = 2 |pages = 1690–1710 |bibcode = 2009ApJ...699.1690M |date = 2009 |doi = 10.1088/0004-637X/699/2/1690 |arxiv = 0809.5046 }}
</ref> Или пак може да носи гас, овозможувајќи оваа црна дупка привремено да е „[[HE0450-2958|отскриен квазар]]“.
[[Квазар]]от [[SDSS J0927+2943|SDSS J092712.65+294344.0]] е еден од квазарите за кој се смета дека е повратна супермасивна црна дупка.<ref name="kom">{{Наведено списание |last1 = Komossa |first1 = S. |last2 = Zhou |first2 = H. |last3 = Lu |first3 = H. |title = A Recoiling Supermassive Black Hole in the Quasar SDSS J092712.65+294344.0? |journal = The Astrophysical Journal |volume = 678 |pages = L81–L84 |date = May 2008  |bibcode = 2008ApJ...678L..81K |doi = 10.1086/588656 |issue = 2| arxiv = 0804.4585 }}</ref>

=== Црвено и сино поместување===
Како и [[електромагнетни бранови|електомагнетните бранови]], гравитациските бранови треба да имаат промена на брановата должина поради релативните брзини на изворот и набљудувачот, како и поради нарушувањата на [[време-простор]]от, како што е [[метричко ширење на просторот|космичкото ширење]]. Ова е случај иако гравитацијата самата по себе е причина за нарушувањето на време-просторот. Црвеното поместување ''на'' гравитациските бранови е поразлично од црвеното поместување ''поради'' гравитацијата.

===Квантна гравитација, браново-честични гледишта и гравитон===
Денес, за разлика од другите [[основни заемодејства|познати сили]] во универзумот, честичка „[[преносна сила|преносител на силата]]“ на гравитациските заемодејства досега не е препознаена.

Во рамките на [[квантна теорија на полето|квантната теорија на полето]], [[гравитон]]от е името дадено на хипотетичката [[елементарна честичка|елементарната честичка]] за која се мисли дека е [[преносна сила|преносител на силата]] при [[гравитација]]. Сепак сè уште не е докажано дека постои гравитонот и сè уште не постои врска меѓу  [[општа релативност|општата релативност]] која ја опишува гравитацијата, и [[стандарден модел|стандардниот модел]] кој ги опишува сите [[основни заемодејства]]. ''(За [[научно моделирање|научните модели]] кои се обидуваат да го разрешат ова, Погледајте [[квантна гравитација]]).''

Доколку постои таква честичка, се очекува да биде [[релативистичка маса|безмасена]] (поради безграничното простирање на гравитациската сила) и мора да биде со [[спин (физика)|спин]]-2 [[бозон]]. Може да се покаже дека која било безмасено со спинско-2 поле ќе даде поттик за раст на сила неиздвоива од гравитацијата, бидејќи безмасено спинско-2 поле мора да се спои (заемодејствува) преку импулсно–енергетскиот тензор на ист начин како што тоа го прави и гравитациското поле, па така ако се открие безмасена спинска-2 честичка, најверојатно би била гравитон без поширока разлика со останатите спинско-2 честички.<ref>For a comparison of the geometric derivation and the (non-geometric) spin-2 field derivation of general relativity, refer to box 18.1 (and also 17.2.5) of {{Наведена книга
 | last1=Misner | first1=C. W. |
| last2=Thorne | first2=K. S. |
| last3=Wheeler | first3=J. A. |
| date=1973
 | title=Gravitation
 | publisher=W. H. Freeman
 | isbn=0-7167-0344-0
}}</ref> Ваквото откритие ќе ја обедини квантната теорија со гравитацијата.<ref>
{{Наведена книга
 |last1=Lightman |first1=A. P.
 |last2=Press |first2=W. H.
 |last3=Price |first3=R. H.
 |last4=Teukolsky |first4=S. A.
 |date=1975
 |title=Problem book in Relativity and Gravitation
 |publisher=Princeton University Press
 |chapter=Problem 12.16
 |isbn= 0-691-08162-X
}}</ref>

===Значајноста од изучувањето на првичниот универзум===
Поради слабоста на заемодејствувањето меѓу гравитацијата и материјата, гравитациските бранови имаат мала впивливост или расејување, како што ги изминуваат астрономските растојанија. Особено, гравитациските 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, гравитациските 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 гравитациските 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 [[брзина на светлината|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 [[милисекунда|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==
[[Податотека:wavy.gif|360px|thumb|Дводимензионална претстава за гравитациските бранови создадени од две [[неутронска ѕвезда|неутронски ѕвезди]] во орбита околу самите себе.]]

Во текот на минатиот век, [[астрономија]]та била револуционизирана со употреба на нови методи за набљудување на универзумот. Астрономските набљудувања биле првично биле изведувани во [[видлива светлина|видливата светлина]]. [[Галилео Галилеј]] бил првенец во употребата на телескопи за набљудување. Сепак, видливата светлина е само мал дел од [[електромагнетен спектар|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 [[радиотелескоп]]и, астрономите ги откриле [[пулсар]]ите, [[квазар]]ите и други крајни тела кои ги поместуваат границите на разбирањето на физиката. Набљудувањата во [[микробраново зрачење|микробрановото зрачење]] ја подигнале свеста за [[космичкото заднинско микробраново зрачење|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 гравитациските бранови.<ref>{{Наведена мрежна страница|last1=Berry|first1=Christopher|title=Listening to the gravitational universe: what can't we see?|url=http://unibirmingham.tumblr.com/post/118939268978/listening-to-the-gravitational-universe-what|website=University of Birmingham|accessdate=29 November 2015|date=14 May 2015}}</ref>

Гравитациските бранови имаат две важни и единствени својства. Првично, не постои потреба од постоење на материја во близина за да се создадат гравитациските бранови од страна на својниот систем на ненаелектризирани црни дупки, кои нема да оддаваат електромагнетно зрачење. Второ, гравитациските бранови можат да минат низ материјата без да бидат значително расеани. Додека пак светлината од далечните ѕвезди може да биде запрена од [[меѓуѕвездена прашина|меѓуѕвездената прашина]], на пример, гравитациските бранови ќе минат без ни најмалку да бидат попречени. Овие две својства им овозможуваат на гравитациските бранови да ја пренесат информацијата за астрономските појави кои не биле набљудувани од луѓето.

Изворите на гравитациските бранови опишани погоре се во нискочестотното подрачје  на гравитобрановиот спектар (10<sup>−7</sup> до 10<sup>5</sup> Hz). Астрофизички извор во високочестотното подрачје на гравитобрановиот спектар (над 10<sup>5</sup> Hz и веројатно 10<sup>10</sup> Hz) би создавале остаточни гравитациски бранови кои се теоретизирани како слаби отпечатоци од Големата експлозија како што е заднинското микробраново зрачење.<ref>L. P. Grishchuk (1976), "Primordial Gravitons and the Possibility of Their Observation", Sov. Phys. Journal of Experimental and Theoretical Physics Lett. 23, p. 293.</ref> На овие високи честоти постои можност изворите да бидат создадени од човекот<ref name = "HI"/> односно, гравитациски бранови создадени и забележани во лабораторијата.<ref>Braginsky, V. B., Rudenko and Valentin, N. Section 7: "Generation of gravitational waves in the laboratory", ''Physics Report'' (Review section of ''Physics Letters''), 46, No. 5. 165–200, (1978).</ref><ref name="BLW06">Li, Fangyu, Baker, R. M L, Jr., and Woods, R. C., "Piezoelectric-Crystal-Resonator High-Frequency Gravitational Wave Generation and Synchro-Resonance Detection", in the proceedings of ''Space Technology and Applications International Forum (STAIF-2006)'', edited by M.S. El-Genk, AIP Conference Proceedings, Melville NY 813: 2006.</ref>

== Забележување ==
{{главна|Забележување на гравитациски бранови|Гравитациско-бранова опсерваторија|Список на гравитациско-бранови набљудувања}}
[[Податотека:PIA17993-DetectorsForInfantUniverseStudies-20140317.jpg|thumb|300px|Сега оспорениот доказ кој наводно прикажува гравитациски бранови во периодот на [[Голема експлозија|младиот универзум]] од страна на [[радиотелскоп]]от [[БИЦЕП2]]. Микроскопското испитување на [[жаришна рамнина|жаришната рамнина]] на детекторот БИЦЕП2 кој е прикажан на сликата.<ref name="BICEP2-2014" /><ref name="NASA-20140317" /> Во 2015 година, сепак, резултатите од БИЦЕП2 се потврдило дека се резултат од [[меѓуѕвездена прашина|меѓуѕвездената прашина]].<ref name="nature-20150130">{{наведени вести |last = Cowen|first = Ron|date = 2015-01-30|title = Gravitational waves discovery now officially dead|newspaper = nature|doi = 10.1038/nature.2015.16830}}</ref>]]

===Индиректно забележување===
Иако брановите од системот Земја-Сонце се незначителни, астрономите можат да посочат други извори кои би биле позначајни. Еден важен пример е [[PSR B1913+16|Хулс–Тејлоровата двојка]] — пар на ѕвезди, од кој едниот е [[двоен пулсар|пулсар]].<ref>[http://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0407/0407149v1.pdf Relativistic Binary Pulsar B1913+16: Thirty Years of Observations and Analysis]</ref> Одликите од нивната орбита може да се определи од [[Доплерово поместување|Доплеровото поместување]] на радиосигналите оддадени од пулсарот. Секоја од овие ѕвезди има {{Сончева маса|1,4}} 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 10<sup>22</sup> пати.

Информациите за орбитата може да се искористи да се предвиди колку многу енергии (и аголни моменти) ќе бидат зрачени како гравитациски 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 гравитациското зрачење и општата релативност, и набљудувањата се совпаднале со разлика од 0,2 отсто. Во 1993 година, [[Расел Алан Халс|Расел Халс]] и [[Џозеф Хутон Тејлор|Џо Тејлор]] биле наградени со [[Нобелова награда за физика]] за нивната работа, што било првиот индиректен доказ за гравитациските бранови. Животниот век на овој двоен систем, за да дојде до нивно спојување ќе треба да поминат неколку стотини милиони години.<ref>{{Наведено списание|arxiv=1411.3930 |doi=10.1088/0264-9381/32/12/124009 |title=1974: the discovery of the first binary pulsar|date=2015 |last1=Damour |first1=Thibault |journal=Classical and Quantum Gravity |volume=32 |issue=12 }}</ref>

Нарушувањето на орбитата е многу важен извор на гравитациските бранови. Во секој период кога две масивни тела (бели џуџиња, неутронски ѕвезди или [[двојни црни дупки|црни дупки]]) се во блиски орбити, тие испраќаат моќни гравитациски бранови. Како што тие се приближуваат едно до друго тело, овие бранови стануваат многу посилни. Во еден момент ќе станат толку силни, па директното забележување на овој ефект е можен од Земјата чии сателитите во орбитата околу Земјата. Ова директно забележување е целта на неколку поголеми експерименти.<ref>[http://calteches.library.caltech.edu/4298/1/BlackHoles.pdf Crashing Black Holes]</ref>

Единствената тешкотија е дека повеќето системи како што е Хулс-Тејлоровата двојка се многу далечни. Замавот на брановите оддадени од Хулс-Тејлоровата двојка на Земјата би била ''h'' ≈ 10<sup>−26</sup>. Постојат неколку извори, сепак, астрофизичарите успеаваат да најдат тела кои создаваат бранови со поголем замав ''h'' ≈ 10<sup>−20</sup>. Откриени се најмалку осум други двојни пулсари.<ref>{{Наведена мрежна страница |url=http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2005-7/download/lrr-2005-7Color.pdf |title=Binary and Millisecond Pulsars |accessdate=2017-01-16 |archive-date=2012-03-01 |archive-url=https://web.archive.org/web/20120301210516/http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2005-7/download/lrr-2005-7Color.pdf |url-status=dead }}</ref>

=== Потешкотии ===

Гравитациските бранови не се лесно забележливи. Кога ќе пристигнат на Земјата, имаат мал замав со јачина од 10<sup>−21</sup>, што значи дека е потребен особено осетлив детектор, и дека други извори на шум може да го препокријат сигналот.<ref>{{Наведена мрежна страница|title=Noise and Sensitivity|url=http://www.gwoptics.org/ebook/sensitivity_noise.php|website=gwoptics: Gravitational wave E-book|publisher=University of Birmingham|accessdate=10 December 2015}}</ref> За гравитациските бранови се очекува да имаат честоти од 10<sup>−16</sup>&nbsp;Hz < ''f'' < 10<sup>4</sup>&nbsp;Hz.<ref name=" arXiv:gr-qc/9506086">{{Cite arXiv |title = Gravitational Waves |author = Thorne, Kip S. |arxiv=gr-qc/9506086 |date = 1995 }}</ref>

===Детектори поставени на Земјата===
[[Податотека:LIGO schematic (multilang).svg|мини|десно|јаз=mk|350п|Шематски дијаграм на ласерски интерферометар]]

Сепак набљудувањата на Хулс-Тејлоровата двојка се од големо значење, давајќи ''индиректен'' доказ за гравитациските бранови. Позначајно набљудување ќе биде ''директно'' мерење на ефектот од минувањето на гравитацискиот бран, што исто така би обезбедило повеќе информации за системот кој ги создава. Секое вакво директно забележување е сложено од [[Величински поредок (должина)|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 гравитациски бранови може да минуваат низ Земјата со замави со големина од ''h'' ≈ 10<sup>−20</sup>, но не поголеми.<ref>{{Наведена книга |author = David G. Blair (Ed.) |title = The detection of gravitational waves |publisher = Cambridge University Press |date = 1991 }}</ref>

====Резонантна антена====
{{главна|Веберова прачка}}

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 гравитациските бранови. Напрегањата на просторот поради упадните гравитациски бранови ја возбудуваат [[резонантна честота|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 гравитациските 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 [[криогеника|криогенички]], со [[СКВИД|суперспроводни квантни интерферентни направи]] за да се почустуваат вибрациите. Веберовите прачки не се доволно чувствителни за да забележат послаби гравитациски бранови.<ref>For a review of early experiments using Weber bars, see {{Наведено списание |first = J. |last = Levine |title = Early Gravity-Wave Detection Experiments, 1960–1975 |journal = Physics in Perspective (Birkhäuser Basel) |volume = 6 |issue = 1 |pages = 42–75 |date = April 2004 |doi = 10.1007/s00016-003-0179-6 |bibcode = 2004PhP.....6...42L }}</ref>

[[МиниГРАИЛ]] е сферична гравитациско-бранова антена која го користи овој принцип на работа. Сместена е во [[Лајденски универзитет|Лајденскиот универзитет]], и се состои од совршено машински изработена 1150&nbsp;кг сера криогенски изладена до 20 mK.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.minigrail.nl/AboutMiniGRAIL/AboutMiniGRAIL-index.html|title=MiniGRAIL, the first spherical gravitational wave detector|publisher=}}</ref> 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 [[повеќеполни моменти|деформирањето на самата сфера]]. МиниГРАИЛ е особено чувствителен во распонот 2–4&nbsp;kHz, соодветен за забележување на гравитациските бранови од нестабилностите при вртењето на неутронските ѕвезди или спојувањето на малите црни дупки.<ref name='MiniGRAIL_2000'>{{Cite conference |first = Arlette |last = de Waard |author2=Luciano Gottardi |author3=Giorgio Frossati  |title = Spherical Gravitational Wave Detectors: cooling and quality factor of a small CuAl6% sphere |conference = Marcel Grossmann meeting on General Relativity |publisher = World Scientific Publishing Co. Pte. Ltd. |publication-date = December 2002 |location = Rome, Italy |pages = 1899–1901 |date=July 2000 |isbn=9789812777386 |doi=10.1142/9789812777386_0420 |bibcode=2002nmgm.meet.1899D |id = |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002nmgm.meet.1899D |format = PDF }}</ref>

Моментално два детектори се фокусирано на повисокиот крај на спектарот на гравитациските бранови (10<sup>−7</sup> to 10<sup>5</sup> Hz): еден при [[Бирмингемски универзитет|Бирмингемскиот универзитет]], Англија,<ref>{{Наведена мрежна страница|last1=Cruise|first1=Mike|title=Research Interests|url=http://www.sr.bham.ac.uk/~amc/research/|website=Astrophysics & Space Research Group|publisher=University of Birmingham|accessdate=29 November 2015|archive-date=2017-06-21|archive-url=https://web.archive.org/web/20170621164712/http://www.sr.bham.ac.uk/~amc/research/|url-status=dead}}</ref> а другиот при [[Национален институт за нуклеарна физика|ИНФН]] во Џенова, Италија. Трет е во изградба при [[Чунгќиншки универзитет|Чунгќиншкиот универзитет]] во Кина. Детекторот во Бирмингем ги мери промените при поларизационата состојба на [[микробранови]]от зрак циркулирајќи во затворена јамка со големина од еден метар. Двата детектори се очекува да бидат осетливи на периодичните време-просторни напрегања <math>h\sim{2 \times 10^{-13}/\sqrt{\mathrm{Hz}}} </math>, дадени како [[спектрална густина|спектрална густина на замавот]]. Џеновскиот ИНФН детектор е резонантна антена која се состои од два спарени сферни [[суперспроводливост|суперспроводни]] хармониски осцилатори со пречник од неколку сантиметри. Осцилаторите се осмислени да имаат скоро подеднаква резонантна честота. Системот се очекува да има осетливост на периодични напрегања на време-просторот од <math>h\sim{2 \times 10^{-17}/\sqrt{\mathrm{Hz}}} </math>, со очекување да достигне осетливост од <math>h\sim{2 \times 10^{-20}/\sqrt{\mathrm{Hz}}} </math>. Детекторот на Чунгќиншкиот универзитет се планира да биде осетлив на остаточните високочестотни гравитациски бранови со предвидените очекувани параметри ~10<sup>11</sup> Hz (100&nbsp;GHz) и ''h'' ~10<sup>−30</sup> до 10<sup>−32</sup>.<ref>[http://www.docfoc.com/selection-and-detection-of-high-frequency-relic-gravitational-waves-fangyu-li-zhenya-chen-chongqing-university-chongqing-400044-china-robert-m-l High Frequency Relic Gravitational Waves] {{Семарх|url=https://web.archive.org/web/20160216001919/http://www.docfoc.com/selection-and-detection-of-high-frequency-relic-gravitational-waves-fangyu-li-zhenya-chen-chongqing-university-chongqing-400044-china-robert-m-l |date=2016-02-16 }}. page 12</ref>

====Интерферометри====
{{gravitational wave observatory principle.svg}}

Постои класа на почувствителни детектори кои користат ласерска [[интерферометрија]] за да се измери движењето настанато од гравитациските бранови меѓу раздвоените  'слободни' маси.<ref>The idea of using laser interferometry for gravitational wave detection was first mentioned by Gerstenstein and Pustovoit 1963 Sov. Phys.–JETP 16 433. Weber mentioned it in an unpublished laboratory notebook. Rainer Weiss first described in detail a practical solution with an analysis of realistic limitations to the technique in R. Weiss (1972). "Electromagetically Coupled Broadband Gravitational Antenna". Quarterly Progress Report, Research Laboratory of Electronics, MIT 105: 54.</ref> 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 гравитациско-бранова опсерваторија. ЛИГО има три детектори: еден во [[Ливингстон]], [[Луизијана]], друг во [[Ханфордски комплекс|Ханфордскиот комплекс]] во [[Ричланд]], [[Вашингтон]] и трет во (пранешно поставен во Ханфорд) се планира да биде поместен во [[ИНДИГО|Индија]]. Секоја опсерваторија е составена од [[Фабри–Перов интерферометар|складишта на светлина]] кои имаат должина од 4&nbsp;километри. Тие пак се поставени под агол од 90&nbsp;степени, при што светлината која минува низ вакуумските цевките со пречник од 1&nbsp;m низ целата должина од 4&nbsp;километри. Гравитацискиот 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 гравитациски бранови ќе бидат почустувани на краевите при јачина од 10<sup>−18</sup>&nbsp;метри. ЛИГО би требало да ги забележи гравитациските бранови со големина од <math>h \sim 5\times 10^{-22}</math>. надградбите на ЛИГО и другите детектори како [[интерферометар „Девица“|„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.<ref name=Abadie2010>{{Наведено списание |author1 = LIGO Scientific Collaboration |author2 = Virgo Collaboration |title = Predictions for the rates of compact binary coalescences observable by ground-based gravitational-wave detectors |journal = Classical and Quantum Gravity |volume = 27 |issue = 17 |page = 17300 |date = 2010 |arxiv = 1003.2480 |bibcode = 2010CQGra..27q3001A |doi = 10.1088/0264-9381/27/17/173001 }}</ref>

Интерферометриските детектори се ограничени на високи честоти поради постоење на [[статичен шум]], кој настанува затоа што ласерите создаваат случајно фотони, налик на врнежи дожд—стапката на врнење, како и јачината на ласерот, се мерливи, но капките како и фотоните, имаат случајни времиња на појавување, предизвикувајќи осцилирање околу просечната вредност. Ова создава шум на детекторот како што е радиошумот. Дополнително, за значително поголема ласерска моќ, случајниот импулс пренесен од пробните маси на фотоните од ласерот ги протресува огледалата, маскирајќи ги сигналите при ниските честоти. Топлинскиот шум (п.р., [[Брауново движење]]) е друга граница за чувствителноста. Дополнително покрај овие 'статички' (постојани) извори на шум, сите детектори поставени на површината на Земјата се ограничени од ниските честоти на [[сеизмологија|сеизмичкиот]] шум и другите облици на вибрации од околината, и други 'нестатични' извори на шум, крцкање на самата механика или други електронски пречки итн. можат подеднакво да создадат шум маскирајќи го или пак имитирајќи го настанот. Сите овие треба да бидат земени предвид и исклучени од анализата пред да се започне со потрага по вистинските настани односно гравитациски бранови.

====Einstein@Home====
{{главна|Einstein@Home}}
Наједноставните гравитациски бранови се оние со постојана честота. Брановите оддадени од вртежна неосносиметрична неутронска ѕвезда ќе бидат приближно [[еднобојност|еднобојни]], односно [[музички тон|чист тон]] во [[акустика]]та. 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 [[Доплеров ефект|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 гравитациски 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.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://einstein.phys.uwm.edu/|title=Einstein@Home|publisher=}}</ref>

===Вселенско поставени интерферометри===

Вселенско поставените интерферометри, како што се [[Ласерската интерферометарска вселенска антена|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 [[космички зраци|космичките зраци]] и [[сончев ветар|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. Гравитациските бранови дејствуваат на времето кое потребно пулсовите да го минат растојанието од пулсарот до телескопот на Земјата. [[Пулсирачка временска антена|Пулсирачката временска антена]] користи [[милисекунден пулсар|милисекундни пулсари]] за да се забележат растројувањата предизвикани од гравитациските 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.[http://nanograv.org/ Северноамериканската нанохерцна гравитациско-бранова опсерваторија] користи податоци собрани од радиотелескопот Аресибо и [[радиотелскоп Грин Банк|радиотелскопот Грин Банк]].[http://www.atnf.csiro.au/research/pulsar/ppta/ Парксовата пусирачка временска антена] при [[Парксова опсерваторија|Парксовиот радиотелескоп]] собира податоци од март 2005 година.[http://www.epta.eu.org/ Европска пулсирачка цремеснак антена] користи податоци од четирите најголеми телескопи во Европа: [[Ловелов телескоп|Ловеловиот телескоп]], [[Вестбуршки збирен радиотелескоп|Вестбуршкиot збирен радиотелескоп]], [[Ефелзбершки телескоп|Ефелзбершкиот телескоп]] и [[Нансешки радиотелескоп|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 гравитациски бранови===
{{главна|Првични гравитациски бранови}}
Првичните гравитациски бранови се гравитациски бранови набљудувани при [[заднинско микробраново зрачење|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 [[меѓуѕвездена прашина|прашината]] во Млечниот Пат“<ref name="nature-20150130"/>).

=== Набљудувања на ЛИГО ===
{{главна|Прво набљудување на гравитациските бранови|Список на набљудувања на гравитациски бранови}}
[[Податотека:LIGO_measurement_of_gravitational_waves.svg|thumb|300px|right|Мерењата на гравитациските бранови од детекторите на ЛИГО, Ханфорд (лево) и Ливингстон (десно), споредени со теориските предвидени вредности.]]

На 11 февруари 2016 година, соработката [[ЛИГО]] објави дека забележала [[забележување на гравитациски бранови|гравитациски бранови]], од сигнал забележан во 09:50:45 GMT на 14 септември 2015 година<ref name="BBC_11Feb16">{{наведени вести|title=Gravitational waves from black holes detected|url=http://www.bbc.co.uk/news/science-environment-35524440|work=BBC News|date=11 February 2016}}</ref> од две црни дупки чии маси се 29 и 36 [[сончева маса|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 (физика)|моќност]] е 50 пати поголема од збирот на сите ѕвезди во видливиот универзум.<ref>[http://www.techinsider.io/black-hole-collision-energy-50-times-universe-2016-2 This collision was 50 times more powerful than all the stars in the universe combined]</ref> Сигналот ја зголемил честотата од 35 на 250&nbsp;Hz во текот на 10 циклуса (5 орбити) како што се зголемила силата за период од 0,2 секунди.<ref name="Abbot" /> Масата на новата црна дупка добиена од ова спојување изнесувала 62 сончеви маси. Оддадена била енергија еднаква на три сончеви маси во облик на гравитациски бранови.<ref name="Wired">[http://www.wired.com/2016/02/scientists-spot-the-gravity-waves-that-flex-the-universe/ LIGO’s First-Ever Detection of Gravitational Waves Opens a New Window on the Universe]</ref> 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 [[Јужна небесна полутопка|јужната небесна полутопка]], според груба проценка во насока (но многу подалеку) од [[Магеланови облаци|Магелановите облаци]].<ref name="Discovery 2016" /> Сигурноста дека станува збор за набљудување на гравитациски бранови била 99,99994%.<ref name="Wired" />

На 15 јуни 2016 година, tекипата од [[ЛИГО]] го објави забележувањето на вториот збир на гравитациски 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&nbsp;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 [[Црна дупка#Физички својства|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 [[општа релативност|општата релативност]].<ref name="NYT-20160615" /><ref name = "Abbott2016" />

==Математика==

===Рамка===
Гравитациските бранови моментално се разгледуваат со помош на теоријата за [[општа релативност|општата релативност]] на [[Алберт Ајнштајн]]. Во наједноставните случаи, и одредени понединамични ситуации, енергетските дејанија на гравитациските бранови може да се изведе од другите [[закони за запазување]] како што се [[закон за запазување на енергијата|законот за запазување на енергијата]] или [[закон за запазување на импулсот|законот за запазување на импулсот]].

За посложените случаи, [[Ајнштајнови равенки|Ајнштајновите равенки]] покажуваат како закривеноста на време-просторот може да се изрази математички користејќи [[метрички тензор]] — означен со <math>g_{\mu\nu}</math>. метриката содржи информации за тоа како растојанијата се измерени во просторот кој се разгледува. Бидејќи при движењето на гравитациските бранови низ просторот и времето го менув растојанието, би се користело за да се изнајде решението на брановата равенка.

===Основна математика===

==== Моќноста израчена од телата во орбита ====
Под претпоставка дека двете маси се <math>m_1</math> и <math>m_2</math>, и се на растојание <math>r</math>. Моќноста оддадена од овој систем е:

:<math>P = \frac{\mathrm{d}E}{\mathrm{d}t} = - \frac{32}{5}\, \frac{G^4}{c^5}\, \frac{(m_1m_2)^2 (m_1+m_2)}{r^5}</math> ,<ref name="Gravitational Radiation">{{Наведена мрежна страница |url=http://www.eftaylor.com/exploringblackholes/GravWaves150909v1.pdf |title=Gravitational Radiation |accessdate=2016-01-29 |archive-date=2016-01-29 |archive-url=https://web.archive.org/web/20160129142844/http://www.eftaylor.com/exploringblackholes/GravWaves150909v1.pdf |url-status=dead }}</ref>

каде ''G'' е [[гравитациска константа|гравитациската 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, <math>r</math> е околу 1,5{{e|11}} m и <math>m_1</math> и <math>m_2</math> се околу 2{{e|30}} и 6{{e|24}} kg соодветно. Во овој случај, моќноста која го напушта системот Земја, Сонце е околу 200 вати. ова е навистина мало споредено со [[Сончева константа#Сончева константа|вкупн електромагнетно зрачење оддадено од Сонцето]] (околу 3,86{{e|26}} 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:

:<math>h_{+} = -\frac{1}{R}\, \frac{G^2}{c^4}\, \frac{2 m_1 m_2}{r} (1+\cos^2\theta) \cos\left[2\omega(t - R/c)\right],</math>
:<math>h_{\times} = -\frac{1}{R}\, \frac{G^2}{c^4}\, \frac{4 m_1 m_2}{r}\, (\cos{\theta})\sin \left[2\omega(t-R/c)\right].</math>

Тука, се користи константата на [[аголна брзина|аголната брзина]] на кружна орбита во Њутновата физика:

:<math>\omega=\sqrt{G(m_1+m_2)/r^3}.</math>

НА пример, ако набљудувачот е во ''x''-''y'' рамнината тогаш <math>\theta=\pi/2</math>, и <math>\cos (\theta) = 0</math>, па <math>h_\times</math> 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:

:<math>h_{+} =-\frac{1}{R}\, \frac{G^2}{c^4}\, \frac{4m_1 m_2}{r} = -\frac{1}{R}\, 1.7\times 10^{-10}\, \mathrm{m}.</math>

Во овој случај, минималното растојание за да се определат брановите е ''R'' ≈ 1/4π [[светлосна година|светлосни години]], па вообичаените замави би биле ''h'' ≈ 10<sup>−25</sup>. Односно, прстен на честички ќе се развлекува и собира за еден дел од 10<sup>25</sup>. Ова е далеку под границата на забележливост на сите осмислени детектори.

===Напредна математика===
Закривеноста на време-просторот е искажана во однос на [[коваријантен извод|коваријантниот извод]], <math>\nabla</math>, во облик на [[Ајнштајнов тензор]], <math>G_{\mu\nu}</math>. Оваа закривеност е сврзана со [[импулсно–емнергетски тензор|импулсно–емнергетскиот тензор]], <math>T_{\mu\nu}</math>, според кличната равенка:

:<math>G_{\mu\nu} = \frac{8\pi G_N}{c^4} T_{\mu \nu},</math>

каде <math>G_N</math> е Њутновата [[гравитациска константа]], и <math>c</math> е брзината на светлината. Се користи [[геометриски систем на единици]], па <math>G_N = 1 = c</math>.

Со неколку едноставни претпоставки, Ајнштајновите равенки можат да се запишат така што експлицитно тие да претставуваат [[бранова равенка|бранови равенки]]. За почеток се воведува координатен систем, како <math>(t,r,\theta,\phi)</math>. Се дефинира [[Минковскиева метрика|рамнопросторна метрика]] <math>\eta_{\mu\nu}</math> 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
:
<math>
\eta_{\mu \nu} =
\begin{bmatrix}
-1 & 0 & 0 & 0 \\
0  & 1 & 0 & 0 \\
0  & 0 & r^2 & 0 \\
0  & 0 & 0 & r^2 \sin^2\theta
\end{bmatrix}.</math>

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 <math>g_{\mu \nu}</math> како [[матрица (математика)|матрица]], и да се определи [[детерминанта]]та, <math>\det g</math>. Конечно, ќе дефинираме количество:

:<math>\bar{h}^{\alpha \beta} \equiv \eta^{\alpha \beta} - g^{\alpha \beta}\sqrt{|\det g|}.</math>

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 [[хармонсики координатен услов|хармонискиот кординатен услов]] (услови на кординатите):

:<math>\nabla_\beta\, \bar{h}^{\alpha \beta} = 0,</math>

Каде <math>\nabla</math> го претставува [[коваријантниот извод|рамнопросторниот извод на операторот]]. Овие равенки ја покажуваат [[дивергенција]]та на полето е нула. Линиските Ајнштајнови равенкисега можат да се запишат<ref name="RMP80">{{Наведено списание |last = Thorne |first = Kip |title = Multipole expansions of gravitational radiation |journal = Reviews of Modern Physics |volume = 52 |date = April 1980 |issue = 2 |doi = 10.1103/RevModPhys.52.299 |pages = 299–339 |bibcode = 1980RvMP...52..299T |url = https://resolver.caltech.edu/CaltechAUTHORS:THOrmp80a }}</ref> како:

:<math>\Box \bar{h}^{\alpha \beta} = -16\pi \tau^{\alpha \beta} \,</math> ,

каде <math>\Box = -\partial_t^2 + \Delta \,</math> го претставува рамнопросторниот [[Даламберов оператор]], и <math>\tau^{\alpha \beta} \,</math> го претставуваат импулсно-енергетскиот тензор плус квадратичните услови вклучувајќи <math>\bar{h}^{\alpha \beta} \,</math>. Ова е само бранова равенка за полето со извор, покрај фактот што изворот вклучува квадратини услови во самото поле. Односно, може да се покаже дека решенијата на оваа равенка се бранови кои патуваат со брзина 1 во овие координати.

====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 <math>\eta^{\alpha \beta} \,</math>. Во овој случај, можеме да ги занемариме квадратичните услови во <math>\bar{h}^{\alpha \beta} \,</math>, што значи дека полето <math>\tau^{\alpha \beta} \,</math> се сведува навообичаениот импулсно-енергетски тензор <math>T^{\alpha \beta} \,</math>. Односно, ајнштајновите равенки ќе го имаат обликот:

:<math>\Box \bar{h}^{\alpha \beta} = -16\pi T^{\alpha \beta} \,</math> .

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:

:<math>\Box \bar{h}^{\alpha \beta} = 0 \,</math> .

Сега, ова е вообичаената хомогена бранова равенка — една за секоја компонента од <math>\bar{h}^{\alpha \beta} \,</math>. 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 <math>1/r \,</math> од изворот) може секогаш да се запише во обликот <math>A(t-r,\theta,\phi)/r \,</math>, каде <math>A \,</math> е некоја функција. Може да се покаже<ref>{{Наведена книга |author1=C. W. Misner |author2=K. S. Thorne |author3=J. A. Wheeler |title = Gravitation |publisher = W. H. Freeman and Co. |date = 1973 }}</ref> дека за линиската приближност секогаш е можно полето да биде бестрагово. Сега, доколку дополнително се претпостави дека изворот е поставен во <math>r=0</math>, општото решение на брановата равенка во сферни координати е:

:<math>
\begin{align}
\bar{h}^{\alpha \beta} &=
\frac{1}{r}\, \begin{bmatrix}
0 & 0 & 0 & 0 \\
0 & 0 & 0 & 0 \\
0 & 0 & A_{+}(t-r,\theta,\phi) & A_{\times}(t-r,\theta,\phi) \\
0 & 0 & A_{\times}(t-r,\theta,\phi) & -A_{+}(t-r,\theta,\phi)
\end{bmatrix} \\
\\
&\equiv
\begin{bmatrix}
0 & 0 & 0 & 0 \\
0 & 0 & 0 & 0 \\
0 & 0 & h_{+}(t-r,r,\theta,\phi) & h_{\times}(t-r,r,\theta,\phi) \\
0 & 0 & h_{\times}(t-r,r,\theta,\phi) & -h_{+}(t-r,r,\theta,\phi)
\end{bmatrix},
\end{align}
</math>

каде може да се видат потеклата на двете поларизации.

====Однос со изворот====
Ако сме запознаени со деталите на изворот на пример, со параметрите на орбитата на парот можеме да го поистоветиме движењето на изворот со гравитациското зрачење набљудувано оддалеку.Со записот:

:<math>\Box \bar{h}^{\alpha \beta} = -16\pi \tau^{\alpha \beta} \,</math> ,

можеме да о запишеме решението во условина тензорската [[Гринова ункција]] за Даламберовиот оператор:<ref name="RMP80"/>

:<math>
\bar{h}^{\alpha \beta} (t,\vec{x}) =
-16\pi \int\, G^{\alpha \beta}_{\gamma \delta} (t,\vec{x};t',\vec{x}')\, \tau^{\gamma \delta}(t',\vec{x}')\, \mathrm{d}t'\, \mathrm{d}^3x'
</math> .

Иако е можно да се прошири Гриновата функција во тензор на [[сферни хармоници]], полесно е да се користи обликот:

:<math>G^{\alpha \beta}_{\gamma \delta} (t,\vec{x};t',\vec{x}') = \frac{1}{4\pi} \delta_{\gamma}^\alpha\, \delta_{\delta}^\beta\, \frac{\delta(t\pm|\vec{x}-\vec{x}'|-t')} {|\vec{x}-\vec{x}'|},</math>

каде позитивниот и негативниот знак е во согласност со влезните и излезните решенија. Воопшто од интерес се излезните решенија па така имаме:

:<math>
\bar{h}^{\alpha \beta} (t,\vec{x}) =
-4 \int\, \frac{\tau^{\alpha \beta}(t-|\vec{x}-\vec{x}'|,\vec{x}')}{|\vec{x}-\vec{x}'|}\, \mathrm{d}^3x'
</math> .

Ако изворот е ограничен на мала област на голема далечина, ќе имаме приближност:

:<math>
\bar{h}^{\alpha \beta} (t,\vec{x}) \approx
-\frac{4}{r}\, \int\, \tau^{\alpha \beta}(t-r,\vec{x}')\, \mathrm{d}^3x'
</math> ,

каде <math>r=|\vec{x}|</math> .

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 [[Стоксова теорема|Стоксовата теорема]] и празна ограниченост, можеме да согледаме дека:

:<math>
\int\, \tau^{i j}(t-r,\vec{x}')\, \mathrm{d}^3x'
=
\int\, x'^i x'^j \nabla_k \nabla_l \tau^{k l} (t-r,\vec{x}')\, \mathrm{d}^3x'.
</math>

Вметнувајќи го ова во погорните равенки, ќе се добие:

:<math>
\bar{h}^{i j} (t,\vec{x}) \approx
-\frac{4}{r}\, \int\, x'^i x'^j \nabla_k \nabla_l \tau^{k l} (t-r,\vec{x}')\, \mathrm{d}^3x'.
</math>

Конечно, бидејќи е избрано да се рботи со координати за кои <math>\nabla_\beta\, \bar{h}^{\alpha \beta} = 0</math>, знаеме дека <math>\nabla_\beta\, \tau^{\alpha \beta} = 0</math>. Со неколку едноставни замени, можеме ова да го искористиме и да покажеме дека:

:<math>\nabla_0 \nabla_0 \tau^{00} = \nabla_j \nabla_k \tau^{jk}</math> .

Со овој запис, изразот за зрачењето од полето е:

:<math>
\bar{h}^{i j} (t,\vec{x}) \approx
-\frac{4}{r}\, \frac{\mathrm{d}^2}{\mathrm{d}t^2}\, \int\, x'^i x'^j \tau^{0 0} (t-r,\vec{x}')\, \mathrm{d}^3x'
</math> .

Во линискиот случај, <math>\tau^{00} = \rho</math>,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 <math>M_1</math> и <math>M_2</math>, и местоположбите се <math>\vec{x}_1</math> и <math>\vec{x}_2</math>, тогаш:

:<math>\rho(t-r,\vec{x}') = M_1 \delta^3(\vec{x}'-\vec{x}_1(t-r)) + M_2 \delta^3(\vec{x}'-\vec{x}_2(t-r))</math> .

Можеме да го искористиме овој израз на интегралот од погоре:

:<math>
\bar{h}^{i j} (t,\vec{x}) \approx
-\frac{4}{r}\, \frac{\mathrm{d}^2}{\mathrm{d}t^2}\, \left\{ M_1 x_1^i(t-r) x_1^j(t-r) + M_2 x_2^i(t-r) x_2^j(t-r) \right\}
</math> .

Користејќи тежишни координати и претпоставувајќи дека станува збор за кружна двојка, ова е:

:<math>
\bar{h}^{i j} (t,\vec{x}) \approx
-\frac{4}{r}\, \frac{M_1 M_2}{R}\, n^i(t-r) n^j(t-r)
</math> ,

каде <math>\vec{n} = \vec{x}_1 / |\vec{x}_1|</math>. Вметнувајќи ги познатите вредности за <math>\vec{x}_1(t-r)</math>, 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 Стругацки]] го прикажува експериментот со кој се следи движењето на гравитациските бранови поради уништувањето на дел од астероидот [[15 Евномија]] со големина на [[Монт Еверест]].<ref>{{Наведено списание |author1=ME Gerstenstein |author2=VI Pustovoit |title = On the Detection of Low-Frequency Gravitational Waves |language = ru |journal = ZhETF |volume = 16 |issue = 8 |pages = 605–607 |date = 1962 |doi =  |bibcode = 1963JETP...16..433G }}</ref>
Во детската книга [https://itunes.apple.com/us/book/marie-wants-to-be-an-astronaut/id1124561870?mt=11&ign-mpt=uo%3D4 Мери посакува да биде астронаут] се спомнуваат две црни дупки кој се судираат.

== Поврзано ==
{{div col||20em}}
* [[Антигравитација]]
* [[Првото набљудување на гравитациските бранови]]
* [[Гравитациско поле]]
* [[Гравитациско-бранова астрономија]]
* [[Гравитациско заднинско зрачење]]
* [[Гравитациско-бранова опсерваторија]]
* [[Гравитомагнетизам]]
* [[Гравитон]] 
* [[Хокингово зрачење]]
* [[HM Рак]]
* [[Ласерска интерферометарска вселенска антена|ЛИСА]], [[Децихерцна интерферометарска гравитациоско бранова опсерваторија|ДЕЦИГО]] и [[набљудувач на големата експлозија|ББО]] 
* [[ЛИГО]], [[интерферометар „Девица“]], [[ГЕО600]], [[КАГРА]] и [[ТАМА 300]] 
* [[Линиска гравитација]]
* [[Пересова метрика]]
* [[pp-бранов време-простор]]
* [[PSR B1913+16]]
* [[Промена на спин]]
* [[Гледиште на лепливо зрно]]
* [[Плимна сила]]
{{div col end}}

== Наводи ==
{{наводи|2}}

== Надворешни врски ==
{{рв|Gravitational waves}}
* [http://www.ligo.caltech.edu/ Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory]. [[Лабораторија ЛИГО]], управувана од Калифорнискиот технолошки институт и Масачусетскиот институт за технологија.
* [http://www.black-holes.org/the-science-gravitational-waves/gravitational-wave-astronomy/gravitational-waves Caltech Relativity Tutorial] – вовед во гравитациски бранови на основно ниво
* [http://www.nytimes.com/2016/02/12/science/ligo-gravitational-waves-black-holes-einstein.html Video (04:36) – Detecting a gravitational wave], Dennis Overbye, NYT (11 February 2016).
* [https://www.youtube.com/watch?v=vy5vDtviIz0 Video (71:29) – Press Conference announcing discovery: "LIGO detects gravitational waves"], National Science Foundation (11 February 2016).

{{Релативност}}
{{Нормативна контрола}}

{{Избрана}}

__ИНДЕКС__

[[Категорија:Гравитациски бранови| ]]
[[Категорија:Двојни ѕвезди]]
[[Категорија:Црни дупки]]
[[Категорија:Гравитација]]
[[Категорија:Нерешени проблеми во физиката]]
[[Категорија:Концепти во астрономијата]]