Джозеф Вебер налаживает один из первых детекторов гравитационных волн
Охота без трофеев
Несмотря на грандиозный масштаб этих явлений, зарегистрировать гравитационные волны пока никому не удалось. Теоретически ожидаемая интенсивность сигналов находится ниже порога чувствительности существующих детекторов. Хороший шанс открыть эпоху гравитационно-волновой астрономии был в феврале 1987 года при вспышке сверхновой в Большом Магеллановом Облаке — она случилась относительно близко от Земли (по астрономическим меркам, конечно). Возможно, ее сигнал и сумели бы зарегистрировать лучшие гравитационные инструменты того времени. Но, увы, звезда взорвалась в ночь на понедельник, когда работало лишь несколько не самых чувствительных приемников. Анализ их данных не обнаружил никакого достоверного гравитационного сигнала.
Создание первых резонансных детекторов связано с именем Джозефа Вебера, неутомимого энтузиаста охоты на гравитационные волны. Проект детально проработанной конструкции детектора с цилиндрическим алюминиевым резонатором он опубликовал в 1960 году, и вскоре установки были созданы «в металле». С тех пор в конструировании резонансных детекторов был достигнут существенный прогресс. Теперь все они охлаждаются до очень низких температур, чтобы избежать тепловых шумов, а новые технологии значительно повысили чувствительность датчиков, но успеха пока достичь не удалось. Впрочем, сам Вебер до самой смерти в 2000 году был уверен, что все же зарегистрировал всплески гравитационных волн.
Более эффективными должны стать сферические детекторы. Теоретически это обосновал астрофизик (известный также как писатель-фантаст) Роберт Форвард (Robert Forward) в 1975 году, всего через несколько лет после начала работы первых установок Вебера. Сферические детекторы не только чувствительнее цилиндрических, но еще и одинаково хорошо принимают сигналы с любого направления, а также позволяют определить это направление. Это как раз то, что нужно, если мы стремимся зарегистрировать хоть какой-нибудь сигнал, откуда бы он ни исходил. Подобные детекторы не строились из-за высокой технологической сложности, но сейчас уже создаются первые их прототипы.
Детекторы гравитационных волн
AURIGA
Леньяро близ Падуи, Италия
Резонансный
M = 2,23 т, Т = 0,2 К
EXPLORER
ЦЕРН, Женева, Швейцария
Резонансный
M = 2,27 т, Т = 2,6 К
NAUTILUS
Фраскати близ Рима, Италия
Резонансный
M = 2,26 т, Т = 0,13 К
ALLEGRO
Батон Руж, шт. Луизиана, США
Резонансный
M = 2,30 т, T = 4,2 K
TAMA
Токио, Япония
Лазерный
L = 300 м
GEO 600
Ганновер, Германия
Лазерный
L = 600 м
VIRGO
Пиза, Италия
Лазерный
L = 3 км
LIGO
Хенфорд, шт. Вашингтон, США
Лазерные
L = 2 км и 4 км
Ливингстон, шт. Луизиана, США
Лазерный
L = 4 км
miniGRAIL
Лейден, Голландия
Сферический
D = 65 см, М = 1,15 т
Сборка резонансного детектора AURIGA. Видны торцы трех медных защитных труб, окруженных емкостью для жидкого гелия
Включить лазеры!
Хотя гравитационные волны еще не зарегистрированы, наблюдения уже идут полным ходом. Основные надежды ученых «услышать Вселенную» возлагаются сейчас на лазерные детекторы, чей принцип действия основан на явлении интерференции. Полупрозрачное диагональное зеркало расщепляет лазерный луч на два: один, например, вдоль ожидаемого пути волны, другой — в перпендикулярном направлении. Эти лучи проходят по длинным туннелям, сотни раз отражаясь от поставленных друг напротив друга зеркал, а затем вновь объединяются с помощью полупрозрачного зеркала. При сложении электромагнитные волны могут усилить, ослабить или даже полностью погасить друг друга в зависимости от разности фаз, а эта разность зависит от длины пути, пройденного каждым лучом.
Под действием гравитационной волны сначала одно плечо нашего прибора станет чуть короче, а другое — длиннее, потом ситуация поменяется на противоположную. Наблюдения за интерференцией лучей позволяют заметить сдвиги зеркал на ничтожные доли длины волны лазерного излучения. Обнаружение этих сдвигов и будет доказательством существования гравитационных волн. Чувствительность детектора увеличивается с ростом длины плеч и числа отражений. В отличие от резонансных детекторов у лазерных нет выделенной собственной частоты колебаний. Если твердотельные детекторы в основном «слышат» колебания с частотой около 1 килогерца, то интерферометры могут регистрировать волны в широком диапазоне с частотами примерно от 10 Гц до 10 кГц.
Итальянский детектор гравитационных волн VIRGO с плечами длиной 3 км сооружался с 1996-го и введен в строй в 2003 году
Самый маленький лазерный детектор — 300-метровый TAMA в Японии — является прототипом будущего 3-километрового интерферометра. На англо-германской установке GEO 600 отрабатываются новые инженерные решения для других проектов. Благодаря оригинальным идеям этот детектор при скромных размерах обладает высокой чувствительностью. В конструкцию итальянского детектора VIRGO с плечами длиной 3 километра заложены очень сложные инженерные решения, в первую очередь для изоляции прибора от сейсмического шума. Наладка установки затянулась, однако интересных научных данных можно ожидать в самое ближайшее время. Крупнейший среди действующих лазерных интерферометров, американский LIGO, включает сразу три детектора: двухкилометровый и два четырехкилометровых. Правда, один из них в Ливингстоне (Луизиана) работает лишь в треть силы — ему очень мешают вибрации от падения стволов сосен на лесозаготовках по соседству. Эту и многие другие проблемы должны решить в ходе существенной модернизации (проект Advanced LIGО, или LIGOII), запланированной к 2010 году. При этом будут установлены более мощные лазеры и реализован ряд важных технических решений, опробованных в проекте GEO 600.
Рывок в космос
Детекторы LIGO и VIRGO относятся к числу наиболее сложных и дорогих физических приборов на Земле. Но ученые не собираются останавливаться на достигнутом. Чтобы не «зарывать деньги в землю», можно запускать их в космос. Как остроумно заметил астрофизик Богдан Пачинский из Принстонского университета, «там доллары весят меньше».
Самый претенциозный астрокосмический эксперимент ближайшего будущего связан именно с регистрацией гравитационных волн. Речь идет о проекте LISA, который будет включать созвездие из трех спутников, разнесенных на расстояние около 5 миллионов километров друг от друга. Образуя равносторонний треугольник, они будут двигаться вокруг Солнца вслед за Землей, отставая от нее примерно на 20 градусов (около 50 миллионов километров). На каждом спутнике будет по два лазера и по два 30-сантиметровых телескопа для слежения за партнерами.
LISA сможет регистрировать недоступные для наземных установок низкочастотные гравитационные волны: от 1 Гц до стотысячной доли герца — это меньше одного колебания в сутки. На таких частотах излучают, например, сливающиеся сверхмассивные черные дыры в ядрах галактик. LISA будет «слышать», как такие черные дыры «заглатывают» нейтронные звезды, белые карлики и «обычные» черные дыры (звездного происхождения). Также могут быть получены важнейшие данные по космологическим гравитационным волнам. И наконец, данные LISA станут дополнительной проверкой общей теории относительности (ОТО): они могут наложить дополнительные ограничения на альтернативные теории гравитации или, кто знает, показать, что ОТО нуждается в уточнении.
Запуск LISA состоится не ранее 2013 года. Но еще до того некоторые технологии пройдут обкатку на спутнике LISA Pathfinder. Кроме того, разрабатывается проект BBO (Big Bang Observer), который будет включать в себя четыре созвездия спутников, разбросанных вдоль земной орбиты вокруг Солнца. Каждое созвездие будет напоминать LISA, но с расстоянием между аппаратами около 50 000 километров. Главная цель BBO — зарегистрировать космологические гравитационные волны, а попутно он сможет обнаружить гравитационное излучение всех двойных нейтронных звезд во Вселенной. Запуск BBO возможен в 20182025 годах.
