Гравитационные волны
Общая теория относительности (ОТО), выдвинутая Альбертом Эйнштейном в 1915 г., является геометрической интерпретацией гравитационного взаимодействия. В самом деле, притяжение здесь перестает быть «силой» в обычном, ньютоновском, смысле слова и становится деформацией пространства-времени. Как тяжелый шар, положенный на растянутую простыню, прогибает ее, заставляя второй шарик скатываться вниз, как будто его притягивает центр этой ямы, так и масса (или энергия) создает деформацию (искривление) пространства-времени, отклоняя траектории других массивных тел и частиц, а также лучей света.
Если шар в центре простыни не лежит спокойно, а, скажем, движется по кругу, то такое его движение будет вызывать периодические деформации простыни, которые будут распространяться волнами от центра к ее краям. Примерно так же – волнами – разбегаются гравитационные искажения пространства-времени, вызванные движением массивных тел, особенно крупных и плотных, таких как черные дыры или нейтронные звезды. Гравитационные волны, как следствие принципов ОТО, были предсказаны Эйнштейном уже через год после публикации теории, однако охота за ними потребовала целого столетия неимоверных теоретических и экспериментальных усилий. За это время ОТО стала общепринятой теоретической концепцией гравитации и перестала нуждаться в дополнительных «доказательствах».
Самые разные следствия этого геометрического взгляда на гравитацию проверены многократно, включая замедление времени в гравитационном поле; существование гравитационных линз; массивных скоплений галактик, отклоняющих прямую траекторию фотонов излучения от расположенного за линзой источника; орбитальное движение звезд в двойных системах и многое другое. Многие из этих следствий находят и практическое применение, например, в глобальной спутниковой навигации, однако обнаружить гравитационные волны оказалось намного сложнее, чем представлялось поначалу.
Дело выглядело настолько запутанным, что несколько десятилетий спустя даже Эйнштейн продолжал сомневаться в их существовании и пытался (безуспешно) опровергнуть свои собственные более ранние выкладки. Существование гравитационных волн удалось доказать лишь в конце ХХ в., после того как Рассел Халс и Джозеф Тейлор изучили орбитальное движение двойной нейтронной системы PSR B1913+16 и показали, что звезды в ней сближаются, теряя энергию в полном соответствии с предсказаниями ОТО, – за счет излучения гравитационных волн. В 1993 г. Халс и Тейлор получили за эту работу Нобелевскую премию. Но «настоящую» гравитационную волну удалось «увидеть» и зарегистрировать лишь в конце 2015 г.
Проект лазерно-интерферометрической гравитационно-волновой обсерватории LIGO был предложен физиками Рональдом Дривером, Кипом Торном и Райнером Вейсом еще в начале 80-х годов прошлого столетия и стал самым масштабным инструментом, который когда-либо финансировался американским Национальным научным фондом. Общие затраты на создание LIGO превысили один миллиард долларов, а научно-технический коллектив LIGO включает десятки научных институтов и около тысячи ученых, в числе которых – сотрудники физфака МГУ и нижегородского Института прикладной физики РАН.
LIGO состоит из двух установок, расположенных в штатах Луизиана и Вашингтон, на расстоянии 3 тыс. км друг от друга. Обе установки представляют собой Г-образные системы труб с длиной плеча в 4 км и глубоким вакуумом внутри. Лазерный луч, отраженный зеркалами, совершает многие сотни путешествий по ним в обе стороны, позволяя фиксировать мельчайшие изменения в пройденном расстоянии, которые могут быть вызваны прохождением гравитационной волны. Первый такой достоверный случай был зарегистрирован коллаборацией LIGO 14 сентября 2015 года в 13:51 по московскому времени, спустя около 13 лет после запуска интерферометра и почти сто лет после предсказания гравитационных волн Эйнштейном.
Детектор лазерно-интерферометрической гравитационно-волновой обсерватории LIGO в Хенфорде. LIGO состоит из двух обсерваторий: в Ливингстоне (штат Луизиана) и в Хэнфорде (штат Вашингтон), удалeнных друг от друга на 3002 километра. Основной элемент каждой обсерватории – Г-образная система, состоящая из двух четырeхкилометровых плеч с высоким вакуумом внутри.
– Сергей Михайлович, интерферометр LIGO, который зарегистрировал гравитационную волну, на первый взгляд напоминает инструмент, использованный в знаменитых экспериментах Майкельсона – Морли, в которых была опровергнута эфирная теория света. Пожалуйста, поясните, насколько в действительности LIGO является преемником того интерферометра и в чем разница между ними?
– Интерферометр, предложенный Альбертом Майкельсоном в конце XIX в., предназначался для проверки популярной в те годы гипотезы о том, что световые сигналы – это нечто вроде волн, распространяющихся в особой среде, эфире. Многочисленные измерения, проведенные Майкельсоном, а затем и многими другими учеными, показали отрицательный результат, то есть никакого эфира найдено не было. Однако установка Майкельсона оказалась исключительно удачной и чувствительной, подходящей для измерений очень небольших вариаций расстояния между зеркалами, размещенными на разных концах двух плеч интерферометра. Похожая схема используется и в интерферометрах, ведущих поиск гравитационных волн. Такой интерферометр состоит из двух плеч одинаковой длины, сходящихся в форме русской буквы «Г», под прямым углом. На дальних концах каждого плеча устанавливаются зеркала. В случае гравитационных интерферометров, они подвешиваются на чрезвычайно прочных кварцевых нитях. На углу буквы «Г» размещается высокостабильный лазер, непрерывно излучающий в оба плеча интерферометра через систему вспомогательных зеркал. Луч, добежав до конца, отражается, возвращается обратно и регистрируется детекторами.
Мы фактически пытаемся замерить малейшие отклонения в длине плеч, опираясь на небольшие изменения в измеряемом промежутке времени, которое понадобилось лазерному лучу на путешествие туда и обратно. До тех пор, пока все статично и расстояния не меняются, время движения луча для обоих плеч одинаково. Однако малейшее изменение в положении подвешенного на нити зеркала, вызваннoe прохождением гравитационной волны, может резко менять интерференционную картину от «наложения» лучей друг на друга.
При этом надо понимать, что смещения зеркал, которые вызывают гравитационные волны, чрезвычайно малы, поэтому для успешного детектирования сигнала LIGO необходимо было добиться того, чтобы каждый луч лазера проходил как можно более длинное расстояние, по сравнению с которым вариации в положении зеркал были бы достаточно заметны. Иначе говоря, от расстояния, пройденного лучами от момента излучения до момента интерференции этих лучей, зависит отношение величины детектируемого сигнала к обычному шуму.
Отсек лазерного и вакуумного оборудования LIGO
Для увеличения оптической длины, проходимой лучами света в плечах интерферометра, в LIGO используется целый ряд остроумных решений и приспособлений, например, особо глубокий вакуум внутри труб, по которым движется луч, сравнимый разве что с вакуумом вблизи поверхности Луны. Кроме того, внутри плеч расположены дополнительные полупрозрачные зеркала, превращающие интерферометр еще и в оптический резонатор, усиливающий луч по мере движения. Такие приемы позволили добиться того, что по каждому из плеч луч совершает порядка тысячи пробежек, проходя в итоге не 4 км полной длины плеч, а 4000 км.
– Почему это дополнительное расстояние делает LIGO более чувствительным? Ведь гравитационная волна, проходя через него, все равно проходит через тот же 4-километровый туннель…
– Дело тут в том, что оптимальная частота гравитационных волн, для регистрации которых создавался LIGO, весьма низкая – всего около 100 Гц. Иначе говоря, они совершают всего 100 колебаний в секунду, что соответствует длине гравитационной волны около 3000 км. За время прохождения гравитационной волны через 4-километровое плечо интерферометра световой луч лазера успевает пробежать через нее множество раз, двигаясь туда и обратно. В результате деформации длины плеч интерферометра, которые вызвала волна, могут быть отслежены, проявляясь гораздо заметнее на фоне паразитных шумов. Вообще, это важный момент, который команда LIGO подчеркивает практически всегда: такие наземные интерферометры чувствительны лишь к гравитационным волнам определенных характеристик, определенного «сорта», с частотой примерно от 10 до 1000 Гц. В этом диапазоне они и работают.
– Какие же космические источники могут производить гравитационные волны с такими характеристиками?
– Это крупные источники периодического характера: сливающиеся черные дыры и сливающиеся нейтронные звезды. Но надо понимать, что вообще гравитационные волны производят, в принципе, любые движущиеся массивные тела. Появляются они и при вращении обычных двойных звезд, в том числе и в пределах нашей галактики Млечный Путь.
Однако периоды одного орбитального оборота таких систем в лучшем случае измеряются часами. Соответственно, частота возникающих при этом гравитационных волн будет составлять 1/3600 Гц, что находится за пределами чувствительности LIGO и других существующих инструментов. Для детектирования таких низкочастотных волн нужны интерферометры с куда более длинным плечом, и, надо сказать, работа над ними уже ведется.
Диспетчерский блок LIGO
Совсем недавно начался полет «пробной» европейской миссии LISA Pathfinder с целью тестирования и отработки суперсложных технологий будущего космического интерферометра LISA, который сможет детектировать гравитационные волны в диапазонах, недоступных ни LIGO, ни другим наземным инструментам – его плечо составит уже 5 млн км. При этом лазерный луч будет двигаться от одного спутника к другому на расстояния, равные миллионам километров. Совсем недавно на LISA Pathfinder успешно прошло отделение пробных масс, расстояние между которыми предстоит измерять лазерами, и с 1 марта началось тестирование этой технологии.
– Если вернуться к LIGO, то с чем связаны те огромные усилия, которые потребовались этому инструменту для первого детектирования гравитационных волн?
– Дело в том, что все источники гравитационных волн нужного для LIGO «сорта» – это сравнительно редкие по космическим меркам события. В принципе, такие слияния происходят в каждой галактике, в том числе и в нашей, но это всегда события исключительные: по оценкам теоретиков, число подходящих для детектирования LIGO событий может составлять от нескольких до нескольких сотен в год, не больше.
При этом LIGO еще не вышел на предельный уровень чувствительности – достижение этих показателей должно состояться только через несколько лет. Тогда чувствительность инструмента возрастет примерно втрое, отчего этот проект даже получил отдельное название – Advanced LIGO, что означает «продвинутый». Такой прибор сможет детектировать сигналы в три раза более слабой амплитуды, чем сегодня.
Вообще, амплитуда гравитационной волны характеризуется безразмерной величиной h, и большинство сигналов, которые получает LIGO, имеет амплитуду менее 10-22. При этом сам детектор чувствителен к сигналам начиная от 10-21 (на частоте примерно 1 Гц), и обнаружение такого события – это почти фантастическое везение. С этим тоже связана долгая работа по поиску подходящих гравитационных волн. Первый прототип LIGO, заработавший в начале 1990-х, не мог обнаружить даже сигнал на уровне 10-21, и лишь после ряда модернизаций получил нужную чувствительность – на несколько порядков лучше. Обновленный LIGO был запущен в работу в сентябре 2015 г. и – это удивительная удача – почти сразу зарегистрировал нужное событие.
– Что же все-таки удалось наблюдать?
– Удалось наблюдать синхронную периодическую вибрацию зеркал на концах плеч двух интерферометров, входящих в систему LIGO, с плавно нарастающей амплитудой и увеличивающейся частотой. Расстояние между интерферометрами составляет примерно 3000 км по прямой, и гравитационная волна, которая движется на скорости света, преодолевает эту дистанцию приблизительно за 10 мс. Почему ученые LIGO говорят о том, что это именно гравитационный сигнал, а не случайный шум? Для этого и понадобился второй интерферометр: если на первом мы увидели картину, очень напоминающую нужный сигнал, то на втором, спустя не более 10 мс, должен появиться точно такой же, идентичный сигнал! По точной величине задержки можно рассчитать ориентацию волны, место на небесной сфере, откуда пришел сигнал.
Вообще, чтобы такие расчеты были достаточно точны, лучше пользоваться данными не двух, а трех и более интерферометров. Такие инструменты уже строятся в Италии, Японии, Индии… Так или иначе, но команда LIGO быстро заметила два идентичных сигнала, возникших на обоих интерферометрах с разрывом в 7 мс. Стоит сказать, что гравитационный сигнал от сливающихся черных дыр должен иметь довольно характерную форму – синусоиду постепенно увеличивающейся амплитуды и частоты колебаний. Они достигают максимума в момент слияния и образования единой черной дыры, после чего сигнал быстро затухает.
Мы можем его видеть еще некоторое время, так как образовавшаяся черная дыра продолжает излучать гравитационные волны с быстро затухающей амплитудой. Это дает очень характерную картину гравитационно-волнового сигнала сливающихся черных дыр. Человека можно вычислить по отпечаткам его пальцев, слияние черных дыр – по характерной форме гравитационно-волнового сигнала, детали которого зависят от характеристик самой сливающейся системы. Такие расчеты на базе ОТО были проведены и для сигнала, полученного LIGO, и они достоверно совпали с наблюдаемыми данными.
Сомневаться тут причин, видимо, нет: совпадение так же невероятно, как совпадение отпечатков пальцев у двух разных людей. И, судя по профилю сигнала, произошло действительно редкое и масштабное событие – слияние черных дыр массой в 36 и 29 раз больше массы Солнца на расстоянии около 1,3 млрд световых лет от нас. Менее чем за секунду они образовали дыру массой 62 солнечных, а «лишние» 4 массы Солнца были выброшены в форме энергии – в основном в виде гравитационной волны.
– Кажется, эти слившиеся дыры наблюдались параллельно и другими инструментами в электромагнитном диапазоне?
– Да, вскоре после объявления об открытии астрономы стали анализировать записи наблюдений, сделанные различными телескопами в то время, когда LIGO обнаружил гравитационные волны, и некоторые свидетельства были найдены. Например, космический гамма-телескоп Fermi зарегистрировал узнаваемые вспышки в южном полушарии небесной сферы. Вообще, слияния черных дыр и нейтронных звезд мы до сих пор наблюдали именно с помощью рентгеновских и гамма-телескопов, поскольку такие события очень интенсивно «светятся» в этих диапазонах.
Подготовка оптического режима очистки
С этой точки зрения интересны возможные следствия первого наблюдения гравитационных волн. Теоретически в будущем эти работы могут вылиться в появление совершенно новой области наблюдательной астрономии, подобно тому как сравнительно недавно появилась нейтринная. Гравитационные волны позволят взглянуть на Вселенную, на черные дыры, на нейтронные звезды с совершенно новой, до сих пор недоступной стороны. Возможно, они откроют нам какие-то данные даже о внутренней структуре черных дыр, которая недоступна для наблюдений никакими другими астрономическими методами.
– Главной задачей будущего космического интерферометра LISA всегда назывался поиск гравитационных волн. В связи с тем, что этот поиск можно назвать завершенным, не исчезла ли актуальность этого проекта?
– Нет. Конечно же, нет. Мы должны наблюдать мир во всем разнообразии его проявлений. Например, было бы крайне интересно создание интегрированной «службы», которая сочетала бы инструменты, работающие в гамма- и рентгеновском диапазонах, а также на гравитационных волнах. В случае обнаружения подозрительного сигнала в одной области – например, гамма-вспышки, – другие инструменты «службы» могли бы немедленно подключиться и целенаправленно работать с интересным объектом.
Проект находится лишь на первых этапах реализации: запуск совместной американо-европейской космической гравитационной обсерватории eLISA намечен аж на 2034 г. Три почти идентичных аппарата, расположенные в вершинах правильного треугольника со стороной 5 млн км, будут образовывать плечи огромного интерферометра и в течение 5–10 лет попытаются регистрировать гравитационные волны с характеристиками, недоступными наземным инструментам. Ну а пока на орбите уже работает миссия LISA Pathfinder, которая апробирует ключевые технологии и решения, необходимые для создания eLISA, ведь обсерватории потребуется с беспрецедентной точностью координировать движения и положения спутников для того, чтобы фиксировать лишь нужные изменения расстояний между ними. Мы сможем не просто детектировать сигнал, но и лучше понять происходящее явление, всесторонне изучить его природу. Ведь в настоящий момент у нас есть лишь довольно приблизительные представления о работе многих грандиозных механизмов Вселенной, в том числе и гамма-всплесков. Их природа остается загадкой, ведь и наблюдать пока что мы можем лишь последствия этих явлений, гамма-вспышки, а с гравитационно-волновыми инструментами сможем рассмотреть и предысторию.
Поэтому проект LISA с самого начала задумывался в качестве грандиозного космического «гравитационного телескопa». В конце концов, пока что достоверно обнаружена лишь одна волна. Нужны дополнительные наблюдения, нужно найти методы многократной регистрации таких событий, научиться достоверно извлекать сигнал из шума, обеспечить большую чувствительность. В общем, нужно пройти весь тот долгий путь, который проделали обычные телескопы от момента изобретения, со времен Галилея, и до работы космических обсерваторий. Безусловно, главной целью этой гравитационно-волновой астрономии станет детектирование реликтовых гравитационных волн, возникших на самых первых, «планковских», этапах жизни Вселенной, непосредственно в момент ее образования – Большого взрыва.
Для существующих оптических инструментов их сигнал слишком опосредован и слаб и пока что недоступен для детектирования. Однако в будущем, когда мы получим в наше распоряжение космические гравитационно-волновые обсерватории и научимся с ними работать, мы сможем заглянуть с помощью реликтовых гравитационных волн в такую раннюю Вселенную, которая недоступна никаким обычным телескопам, – в те времена, когда обычного вещества, состоящего из протонов, нейтронов и электронов, как такового в природе еще не было.
