Гравітацыйная хваля — адхіленне гравітацыйнага поля, «рабізна» тканіны прасторы-часу, якая распаўсюджваецца з скорасцю святла^[1]. Гравітацыйныя хвалі прадказваюцца агульнай тэорыяй адноснасці (АТА) і многімі іншымі тэорыямі гравітацыі, але з прычыны іх надзвычайнай слабасці не былі зарэгістраваныя напрамую да 14 верасня 2015 года^[2]. Тым не менш ускосныя сведчанні іх існавання досыць важкія — АТА прадказвае тэмпы збліжэння цесных сістэм падвойных зорак, якія супадаюць з назіраннямі, за кошт страты энергіі на выпраменьванне гравітацыйных хваль.

У рамках АТА гравітацыйныя хвалі апісваюцца рашэннямі ўраўненняў Эйнштэйна хвалевага тыпу, якія прадстаўляюць сабой узбурэнне метрыкі прасторы-часу, якое рухаецца са скорасцю святла. Праявай гэтага ўзбурэння павінна быць, у прыватнасці, перыядычная змена адлегласці паміж двума свабодна падаючымі (гэта значыць тымі, што не адчуваюць ўплыву ніякіх сіл) пробнымі масамі. Амплітудай h гравітацыйнай хвалі з’яўляецца безразмерная велічыня — адноснае змяненне адлегласці. Прадказваць максімальныя амплітуды гравітацыйных хваль ад астрафізічных аб’ектаў (напрыклад, кампактных падвойных сістэм) і з’яў (выбухаў звышновых, зліццяў нейтронных зорак, захопаў зорак чорнымі дзіркамі і т. п.) пры вымярэннях ў Сонечнай сістэме вельмі малыя (h=10⁻¹⁸—10⁻²³). Слабая (лінейная) гравітацыйная хваля згодна з агульнай тэорыяй адноснасці з’яўляецца папярочнай, квадрупольнай і апісваецца двума незалежнымі кампанентамі, размешчанымі пад вуглом 45° адзін да аднаго (мае два напрамкі палярызацыі).

За эксперыментальнае выяўленне гравітацыйных хваль была прысуджана Нобелеўская прэмія па фізіцы 2017 года^[3].

Гравітацыйную хвалю выпраменьвае любая матэрыя, якая рухаецца паскорана. Для ўзнікнення хвалі істотнай амплітуды неабходныя надзвычайна вялікая маса выпраменьвальніка ці/і велізарныя паскарэнні, амплітуда гравітацыйнай хвалі прама прапарцыянальная паскарэнню і масе генератара, гэта значыць ~ ma. Аднак калі некаторы аб’ект рухаецца паскорана, то гэта азначае, што на яго дзейнічае некаторая сіла з боку іншага аб’екта. У сваю чаргу, гэты іншы аб’ект адчувае адваротнае дзеянне (па 3-му закону Ньютана), пры гэтым аказваецца, што m₁a₁ = −m₂a₂. Атрымліваецца, што два аб’екты выпраменьваюць гравітацыйныя хвалі толькі ў пары, прычым у выніку інтэрферэнцыі яны істотна ўзаемна гасяцца. Таму гравітацыйнае выпраменьванне ў агульнай тэорыі адноснасці заўсёды носіць па мультыпольнасці характар як мінімум квадрупольнага выпраменьвання. Акрамя таго для нерэлятывісцкіх выпраменьвальнікаў ў выразе для інтэнсіўнасці выпраменьвання маецца малы параметр ${\displaystyle \left({\frac {r}{cT))\right)^{4))$ (r — характэрны памер выпраменьвальніка, T — характэрны перыяд руху выпраменьвальніка, c — скорасць святла ў вакууме).

Для Сонечнай сістэмы, напрыклад, найбольшае гравітацыйнае выпраменьванне вырабляе падсістэма Сонца і Юпітэра. Магутнасць гэтага выпраменьвання прыкладна 5 кілават, такім чынам, энергія, якую губляе Сонечная сістэма на гравітацыйнае выпраменьванне за год, зусім мізэрная ў параўнанні з характэрнай кінетычнай энергіяй цел.

Найбольш моцнымі крыніцамі гравітацыйных хваль з’яўляюцца:

• галактыкі, якія сутыкаюцца (гіганцкія масы, невялікія паскарэнні),
• гравітацыйны калапс падвойных сістэмы кампактных аб’ектаў (каласальныя паскарэнні пры даволі вялікай масе). Як прыватны і найбольш цікавы выпадак — гэта зліццё нейтронных зорак. У такой сістэмы гравітацыйна-хвалевая свяцільнасць блізкая да максімальна магчымай у прыродзе планкаўскай свяцільнасці^[4].

Любая падвойная зорка пры кручэнні яе кампанент вакол агульнага цэнтра мас губляе энергію за кошт выпраменьвання гравітацыйных хваль, і ў рэшце рэшт зліваецца разам. Але для звычайных, некампактных падвойных зорак гэты працэс займае вельмі доўгі час, шмат большы сапраўднага ўзросту Сусвету. Калі ж падвойная кампактная сістэма складаецца з пары нейтронных зорак, чорных дзірак або іх камбінацыі, то зліццё можа адбыцца за некалькі мільёнаў гадоў. Спачатку аб’екты збліжаюцца, а іх перыяд абароту памяншаецца. Аднак на заключным этапе адбываецца сутыкненне і несіметрычны гравітацыйны калапс. Гэты працэс доўжыцца долі секунды, і за гэты час у гравітацыйнае выпраменьванне сыходзіць энергія, якая складае па некаторых ацэнках больш за 50 % ад масы сістэмы.

• Гравітон
• Гравітацыйны тэлескоп
• Скорасць гравітацыі

• Мизнер, К. Торн, Уиллер Гравитация. Глава 34.
• Чернов А. С. Феноменологический подход в образовательной деятельности, Воронеж, Изд. ВОИПКиПРО, 2009 г.
• Липунов В. М. В мире двойных звезд. М.: Наука, 1986.
• Липунов В. М. Все нейтронные звезды. М.: Просвещение, 1989.
• Липунов В. М. Искусственная Вселенная // Соросовский Образовательный Журнал. 1998. № 6. С. 82-89.
• Липунов В. М. Военная тайна астрофизики // Соросовский Образовательный Журнал. № 5. С. 83-89.
• Черепащук А. М. Черные дыры в двойных звездных системах // Соросовский Образовательный Журнал. 1997. № 3. С. 87-93.
• Шакура Н. И. Нейтронные звезды и черные дыры в двойных звездных системах. М.: Знание, 1976.
• Шкловский И. С. Звезды, их рождение, жизнь и смерть. М.: Наука, 1984.

	Гравітацыйная хваля на Вікісховішчы

• Игорь Иванов. Гравитационные волны — открыты! // «Элементы.ру».
• Константин Постнов. Гравитационные волны: история изучения и открытие LIGO // ЧаВо, «Постнаука.ру».
• Гравитационно-волновая астрономия: в ожидании первого зарегистрированного источника. Обзор в УФН.
• Статья о гравитационном излучении
• Популярный обзор на начало 2007 г. Архівавана 13 кастрычніка 2007.
• Итоги обработки данных LIGO S3 в проекте Einstein@Home Архівавана 5 снежня 2008.
• Дэтэктар гравітацыйных хваль
• хвалі. Перадача А. Гардона(недаступная спасылка)
• В поисках гравитационных волн. Проект LIGO Архівавана 4 сакавіка 2016.
• Поиск гравитационный волн

Слоўнікі і энцыклапедыі	Вялікая каталанская · Вялікая нарвежская · Вялікая расійская (старая версія) · Ларуса · Britannica (онлайн) · Britannica (онлайн) · Universalis · Сучаснай Украіны
Нарматыўны кантроль BNE: XX550292 · BNF: 11968264t · GND: 4158119-2 · LCCN: sh85056562 · Microsoft: 190330329 · NDL: 00575135 · NKC: ph347588