Александр Петров - Гравитация. От хрустальных сфер до кротовых нор
Поиски гравитационных волн ведутся в очень широком диапазоне частот – от 10–16 до 108 Гц, их длина волны от размера горизонта Вселенной до нескольких метров. То есть частотный диапазон поисков перекрывает более чем 20 порядков. Это важно, поскольку покрываются сигналы от большинства возможных источников. Хорошая чувствительность уже достигнута в интервале частот от 10 до 104 Гц, или на длинах волн от 30 тыс. км до 30 км. На этот диапазон рассчитаны наземные проекты LIGO и VIRGO. Для детектирования гравитационного излучения более низких частот – от 0.1 до 0.0001 Гц (это длины волн порядка расстояния от Земли до Солнца) готовится проект LISA – лазерная космическая антенна. К сожалению, он отложен на неопределенное время, об этом ниже.
Сначала обсудим наземные проекты. Проект LIGO (Laser Interferometer Gravitational wave Observatory) – лазерная интерферометрическая гравитационно-волновая обсерватория – это первоначально национальный проект США. VIRGO – название скопления галактик в созвездии Девы. Этот проект изначально был итало-французский. Фактически проект LIGO/VIRGO включает в себя сеть антенн: две антенны, собственно LIGO, – одна в Хэнфорде, другая в Ливингстоне (США) и антенну VIRGO недалеко от Пизы (Италия). К этой же сети относят меньшие по размерам (и, соответственно, по ожидаемой чувствительности) антенну в Японии (ТАМА) и в северной части Германии (GEO-600). Длина плеч американских инструментов – 4,5 км, итальянского – 4 км, детектора в Германии – 600 м, детектора в Японии – 300 м. Можно сказать, что такая сеть представляет собой единый гравитационно-волновой телескоп. Необходимо использовать именно всю информацию, которая регистрируется этими антеннами, использовать корреляцию между ними, чтобы получить максимум сведений о свойствах гравитационных волн и их источников.
Со временем проекты приобрели международный характер. Ответственность за разработку конструкций и операции на интерферометрах лежит на Калифорнийском технологическом институте. Но существует и международное научное сообщество, которое формулирует задачи, проводит исследовательские работы. В нем участвуют 250 ученых и инженеров из 25 институтов. Большую роль в этом сообществе играют профессор Брагинский и его коллеги из Московского государственного университета. Проблемы, которыми занимается группа из МГУ – это подвес зеркал и тепловые флуктуации, квантовые ограничения и квантовые невозмущающие измерения. Все это связано с наличием избыточных шумов, от которых нужно избавляться, чтобы повысить чувствительность, а это и есть основная задача для физиков, пытающихся зарегистрировать сигнал.
На настоящий момент проект LIGO достиг своей проектной чувствительности – примерно 10–21 на частоте около 100 Гц. Это соответствует сигналу от двух сталкивающихся черных дыр с кинетической энергией порядка М⊙c2 (М⊙ – масса Солнца) и расстоянием от наземной антенны до места столкновения 30 Мпк (100 млн световых лет). Сигнала не было зафиксировано. Но вспомним, что прогноз на частоту таких событий в одной галактике крайне пессимистичен – одно событие в миллион лет, а грубая оценка показывает, что наблюдается несколько тысяч галактик.
Однако существующий проект LIGO находится в стадии существенного технического усовершенствования, названного Advanced LIGO («продвинутый» LIGO). Его чувствительность должна быть до 10 раз выше существующей. В результате новая модификация LIGO даст возможность «чувствовать» источники гравитационных волн на расстояниях в 10 раз больших, т. е. в объеме Вселенной в 1000 раз большем, чем это позволяют современные интерферометры LIGO. Число наблюдаемых галактик должно по всем оценкам превысить миллион! Вспомним, что частота слияния компактных звезд или черных дыр оценивается в одно событие в миллион лет на галактику. На этом основании многие ученые высказывают мнение, что сигнал должен быть зарегистрированы в течение года после запуска Advanced LIGO, запланированного на 2014 год.
Как детектировать сигнал от локализованных источников, более или менее ясно. Особый подход требуется для детектирования реликтового гравитационно-волнового фона, который представляет собой стохастическое излучение. Он сводится к известной задаче обнаружения «одного шума на фоне другого шума», которая имеет решение при отличии их законов распределения. Но, как предполагается, и реликтовый гравитационный фон, и собственный шум гравитационной антенны имеют одинаковый (!) гауссовый закон распределения. Поэтому остается единственная возможность – измерять взаимную функцию соответствия выходных сигналов двух совершенно одинаковых гравитационных детекторов.
Приходящий из космоса «сигнальный шум» для обеих антенн будет одинаковым по всем параметрам. Поэтому он должен оставаться на выходе и накапливаться со временем. А собственные шумы антенн, наоборот, независимы, так что их взаимная корреляция должна обнулить. Расчеты показывают, что чувствительности антенн должно хватить, чтобы зарегистрировать вариации метрического фона ~ 10–24 за время наблюдения равное одному году. Но это при условии, что два приемника находятся в одном месте (для полной тождественности «сигнальных шумов»). На практике все антенны, наоборот, разнесены. Этого требует стратегия «алгоритма совпадений», для детектирования «разовых» событий. Самое правильное решение этой проблемы – строительство двух совершенно одинаковых детекторов в одном месте. Это уже сделано на интерферометрической антенне Хэнфорда. Там в одной вакуумной трубе параллельно смонтированы два интерферометра с плечами в 2 и 4 км. Так что, наблюдения активно проводятся.
Условно можно сказать, что каждая антенна работает более эффективно на длине волны порядка своего собственного размера. Если сливаются две нейтронные звезды, то и характерная длина волны основного всплеска будет соответствовать «размерам» этой катастрофы, то есть порядка 20 км. Значит и детектирование будет более эффективным, если размеры антенны будут километровыми. Таковыми и являются наземные антенны. Но если цель детектировать реликтовые гравитационные волны или всплески от сливающихся сверхмассивных черных дыр при столкновении ядер галактик, то они имеют размер порядка астрономической единицы и более. Поэтому будет лучше, если детекторы будут как можно больше.
Ясно, чтобы построить детекторы, эффективные для регистрации длинноволновых сигналов (низкочастотных), необходимо их вынести на орбиту. Именно с этим связано проектирование космического интерферометра LISA (Laser Interferometer Space Antenna) – лазерно-интерферометрическая антенна в космосе. Это совместный проект Европейского космического агентства (ESA) и Национального управления по аэронавтике и исследованию космического пространства США (NASA). Схема проекта изображена на рис. 10.5. Роль свободных масс играют 6 зеркал, расположенных на трех спутниках, находящихся на специальных орбитах вокруг Земли. Расстояние между спутниками – 5 млн км. Расчетная частота – 10-4 Гц.
Однако этот проект преследуют неудачи в смысле поддержки. В 2011 году NASA из-за финансовых проблем вышла из проекта LISA, который в результате лишился носителей. Европа имеет свои носители, но они слишком дорогие. Была идея использовать в проекте два российских «Союза». Из-за этого пришлось проект переделать, причем удалось сохранить основные технические характеристики и не превысить разумный бюджет. Измененный проект получил название NGO – New Gravitational wave Observatory. Однако недавно в ESA был конкурс очень дорогих проектов, из трех выбирали один. К сожалению, проект NGO отвергли.
Рис. 10.5. Схема проекта LISA
Проектная чувствительность LISA/NGO уверенно перекрывает сигнал от двойных звезд в нашей Галактике. В отличие от слияния компактных звезд, или от вспышек сверхновых, которые происходят «одноразово» и редко (на эти события в основном нацелен проект Advanced LIGO), двойные звезды излучают непрерывно, сигнал должен быть всегда. Также, чувствительность LISA заметно перекрывает предполагаемый сигнал от процессов, связанных со свермассивными черными дырами, а частота этих событий – 50 раз в год! Сравните: всего 1 раз в 30 лет происходит вспышка сверхновой в среднем в каждой галактике. Поэтому будет очень обидно, если проект LISA/NGO отложат надолго.
Но что делать, если частота еще меньше, чем 10–4 Гц, то есть недоступна даже для LISA? Предложение по этому поводу принадлежит космологу из ГАИШ Михаилу Сажину. Трудность поиска гравитационных волн в низкочастотных областях от 10–4 Гц до 10–8 Гц заключается в том, что необходимо иметь две «пробные частицы». Для таких волн их период порядка 3 лет, тогда и пробные частицы должны находиться на расстоянии трех световых лет! В качестве таких детекторов можно использовать астрономические объекты, например пульсары, у которых чрезвычайно стабильный период пульсаций. Их электромагнитные импульсы, прежде чем попасть в земные радиотелескопы, проходят гигантские расстояния, вплоть до нескольких тысяч световых лет. Значит, два импульса одного пульсара можно считать «пробными частицами», которые пригодны для детектирования долгопериодических гравитационных волн.
