13.9. Детекторы гравитационных волн

Гравитационные волны – это распространяющиеся колебания гравитационного поля, предсказанные Эйнштейном в двух работах 1916 и 1918 гг. Поскольку общая теория относительности – это геометрическая теория гравитации, то часто говорят, что гравитационные волны – это волны пространства-времени.

Гравитационные волны испускаются ускоренно движущимися объектами. Однако для этого подходят не все виды движения: скажем, вращающийся идеальный шар не будет источником гравитационных волн, как и цилиндр, вращающийся вокруг своей оси, а вот вращающееся вытянутое тело вроде мяча для регби (при вращении вокруг одной из своих коротких осей) генерирует гравитационные волны. Гравитационные волны могут также излучаться и при пульсационных изменениях формы тела (но она опять же не должна быть идеально симметричной).

Скорость гравитационных волн в общей теории относительности равна световой. Как и другие волны, гравитационные обладают частотой и длиной волны (эти величины, как и у любых волн, связаны между собой). Частота волн связана с характеристиками источника (например, с частотой вращения или пульсаций).

В астрофизике существует несколько потенциальных достаточно мощных источников гравитационных волн. Самые длинные волны связаны с процессами в ранней Вселенной на стадии инфляции. Их максимальная длина волны по порядку величины соответствует размеру видимой части Вселенной, а минимальная частота обратна ее возрасту. Далее заметный фон гравитационного излучения могут составлять двойные звезды в нашей Галактике, а также пары сверхмассивных черных дыр в центрах далеких галактик. Слияния сверхмассивных черных дыр должны порождать гравитационно-волновые всплески, длина волны при этом будет составлять примерно от долей (1 a.е. = 150 млн км) до сотни, а частота – от нескольких до долей миллигерц в зависимости от масс сливающихся дыр.

Сильными астрофизическими источниками гравитационных волн в первую очередь являются сливающиеся черные дыры и нейтронные звезды.

Черные дыры звездных масс при слиянии дают всплески на частоте от десятков до сотен герц. Чем больше масса, тем ниже частота, поскольку у черных дыр размер прямо пропорционален массе, а значит, с ростом массы растут периоды обращения прямо перед слиянием и длина испускаемой волны. Сливающиеся нейтронные звезды должны давать основной сигнал на частоте около 1 кГц. Именно под такие события – слияния компактных объектов звездных масс – проектировались наземные лазерные интерферометры LIGO и Virgo (и именно такие сигналы удалось уловить в сентябре 2015 г. и позже). Наконец, взрывы сверхновых могут давать сигнал на частоте в несколько килогерц.

Регистрация гравитационных волн разной длины требует разных подходов. Сейчас разработано шесть методов для наблюдения гравитационных волн, три из них являются непосредственными, а три – косвенными. Однако, прежде чем перейти к методам обнаружения, напомним, откуда взялась уверенность в самом существовании гравитационных волн.

Первые детекторы гравитационных волн начали строить в 1960-е гг. Это были резонансные антенны.

В 1975 г. Рассел Халс (Russel Hulse) и Джозеф Тейлор (Joseph Taylor) открыли необычный радиопульсар, входящий в состав двойной системы, состоящей из двух нейтронных звезд. По мере обращения вокруг общего центра масс такая система за счет излучения гравитационных волн теряет довольно много энергии. Поймать эти волны сложно, но зато можно увидеть последствия их излучения: ведь волны уносят импульс и энергию, и поэтому орбитальный период системы сокращается. Анализ результатов наблюдений этой системы показал, что ее поведение прекрасно описывается в рамках ОТО (за эти работы Халс и Тейлор были удостоены Нобелевской премии по физике). Это является подтверждением того, что система испускает гравитационные волны.

На самом деле поиски гравитационных волн начались еще раньше, в 1960-х гг., когда Джозеф Вебер (Joseph Weber) начал строить первые детекторы – так называемые резонансные антенны. Гравитационная волна оказывает на тело или систему тел действие, соответствующее приливному. Если у нас есть, например, кусок металла, то под действием волны он начнет вибрировать, и на некоторой (резонансной) частоте это вызовет достаточно сильный эффект, который можно измерить (недостатком резонансных детекторов является то, что они имеют хорошую чувствительность лишь в узкой полосе вблизи резонансной частоты, обычно превосходящей 1 кГц). Вебер для этого применял пьезодатчики, его первый достаточно чувствительный детектор начал сбор данных в 1965 г., а с 1967 г. он неоднократно заявлял о регистрации сигналов. Впоследствии никто не смог воспроизвести этот результат, поэтому выводы Вебера считаются неверными, однако он положил начало активным поискам гравитационных волн.

Действие гравитационной волны на тело или систему тел является приливным.

Начиная с 1970-х гг. и до конца XX в. в строй было введено несколько десятков резонансных детекторов, в том числе и в СССР (в России). По мере развития технологии они становились все более сложными и чувствительными. Чтобы повысить чувствительность и избавиться от шумов в установке, последние большие детекторы такого типа, построенные в Италии, охлаждали до сверхнизких температур. Проводился совместный анализ данных нескольких детекторов, чтобы по совпадению сигналов выявить реальное событие. Если бы произошел мощный гравитационно-волновой всплеск (скажем, слияние нейтронных звезд в нашей Галактике или близкая сверхновая), то можно было надеяться уловить сигнал с помощью этих установок. Однако ученым не повезло, даже во время вспышки сверхновой SN 1987A в Большом Магеллановом Облаке не работал ни один ультракриогенный детектор. Эра таких установок завершилась с окончанием XX в., наступил черед других детекторов.

В 1960-е гг. была выдвинута идея использования для регистрации гравитационных волн лазерных интерферометров, подобных интерферометру Майкельсона. Принцип метода состоит в том, что гравитационная волна вызывает в установке прилив, при этом одно плечо интерферометра будет растягиваться, а другое – сжиматься (меняются расстояния между свободно подвешенными зеркалами, между которыми «бегают» лазерные лучи). Этот эффект приведет к изменению интерференционного сигнала на детекторе, и его можно зарегистрировать. Основная проблема состоит в том, что гравитация – самое слабое из четырех фундаментальных взаимодействий, а потому воздействие сигнала на детектор будет очень слабым. Мощность (светимость) гравитационно-волнового всплеска может приближаться к предельной величине, называемой планковской светимостью и выражаемой простым соотношением c5/G (где c – скорость света, а G – ньютоновская гравитационная постоянная), эта величина эквивалентна примерно 1026 светимостям Солнца. Однако, несмотря на столь колоссальную мощность, зарегистрировать гравитационно-волновой всплеск очень сложно: при размере интерферометра порядка нескольких километров изменение длин плеч составит лишь долю размера протона! Тем не менее проблему чувствительности удалось решить.

Современные чувствительные детекторы гравитационных волн являются лазерными интерферометрами.

На протяжении пары десятков лет разрабатывались технологии и создавались прототипы и установки небольшого размера, чувствительные к событиям на небольшом расстоянии от нас. Окончательной целью было создание интерферометров, рассчитанных на гарантированный результат. Используя астрофизические данные, можно вычислить темп слияния нейтронных звезд и черных дыр звездных масс. Соответственно, можно оценить расстояние от нас, ближе которого слияния происходят достаточно часто (скажем, чаще чем раз в месяц). Далее рассчитываются параметры установки, которая способна регистрировать сигнал с такого расстояния (для слияний нейтронных звезд это примерно 200 мегапарсек, а для черных дыр звездных масс оно еще больше – более миллиарда световых лет).

Было начато два проекта, рассчитанных на регистрацию таких сигналов: LIGO и Virgo. Американский проект LIGO включает две установки (для надежной регистрации необходимо, чтобы сигнал увидели хотя бы два детектора), построенные в разных концах США (на юго-востоке и северо-западе). Европейская Virgo установлена в Италии недалеко от Пизы.

Осенью 2015 г. после очередного запланированного обновления установок LIGO с целью повышения чувствительности установки заработали, и к январю 2016 г. удалось зарегистрировать три сигнала от слияния черных дыр звездных масс. Началась эра гравитационно-волновой астрономии.

Чтобы регистрировать слияния сверхмассивных черных дыр, нужны детекторы большого размера, поскольку длина гравитационных волн в этом случае крайне велика (она соответствует суммарному размеру сливающихся объектов). Для этого разрабатываются проекты космических лазерных интерферометров. В общих чертах идея метода регистрации похожа на используемые в установках LIGO и Virgo, но теперь интерферометр имеет размеры в миллионы километров и вращается вокруг Солнца. Интерференция лазерных лучей позволяет измерить изменение расстояния между тремя космическими аппаратами (одиночный прототип такого аппарата, европейский спутник LISA Pathfinder, в конце 2015 г. был успешно выведен на орбиту для отработки и проверки некоторых технологий). Такой проект одобрен Европейским космическим агентством, запуск его предварительно назначен на 2034 г.

Гравитационные волны были открыты осенью 2015 г., когда на установках LIGO обнаружили первые слияния черных дыр.

Для косвенной регистрации гравитационных волн от сверхмассивных черных дыр был разработан косвенный астрофизический метод, предложенный в 1978 г. Михаилом Сажиным. Этот метод основан на мониторинге нескольких радиопульсаров: если гравитационная волна проходит в месте наблюдения, то сразу для всех наблюдаемых пульсаров будет зарегистрировано отклонение во времени прихода импульсов (которое в случае миллисекундных радиопульсаров измеряется с точностью, сравнимой с точностью лучших атомных часов). Сейчас существуют три проекта по поиску таких сбоев: европейский EPTA (European Pulsar Timing Array, Европейский проект по наблюдению массива [миллисекундных] пульсаров), австралийский PPTA (Parkes Pulsar Timing Array, Проект по наблюдению массива [миллисекундных] пульсаров с помощью радиотелескопа Паркс) и американский NANOGrav (North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves, Североамериканская наногерцевая обсерватория для обнаружения гравитационных волн). Ввод в эксплуатацию новых крупных радиотелескопов (FAST, SKA) позволит сделать этот метод еще более точным и эффективным.

Для регистрации гравитационных волн от пар сверхмассивных черных дыр, а также космологических гравитационных волн используются косвенные астрофизические методы.

Второй косвенный метод, предложенный в 1990 г. Владимиром Брагинским и его коллегами, связан с высокоточными астрометрическими наблюдениями большого числа звезд. При прохождении через наблюдателя гравитационной волны (речь идет о периодах от недель до месяцев, т. е. источниками таких волн должны быть в основном сверхмассивные черные дыры, как и в случае мониторинга пульсаров) измеряемые положения звезд на небе будут определенным образом изменяться на крайне небольшую величину. Современный анализ показывает, что полных данных космического телескопа Gaia может быть достаточно для обнаружения сигнала.

Наконец, для поисков космологических (первичных) гравитационных волн применяется совсем другой подход. Единственная надежда хотя бы косвенно узнать что-то об этом феномене в ближайшем будущем – это зарегистрировать определенные отклонения в картах поляризации реликтового излучения. Первичные гравитационные волны воздействовали на вещество в ранней Вселенной, и это воздействие «отпечаталось» в свойствах реликтового излучения, испущенного в эпоху рекомбинации – примерно спустя 380 000 лет после начала расширения. Анализ результатов, полученных с помощью приборов спутника Planck, не позволил обнаружить этот сигнал. Сейчас надежды возлагаются на ряд наземных проектов (в основном наблюдения проводятся из Антарктиды с помощью установок BICEP3, Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization – Прибор для измерения поляризации космического реликтового излучения, Keck Array – Массив радиотелескопов Кека, South Pole Telescope – Радиотелескоп на Южном полюсе), которые изучают поляризацию реликтового микроволнового фона. Некоторые инфляционные космологические модели предсказывают, что сигнал может быть достаточно сильным, чтобы быть зарегистрированным уже в ближайшие годы.