Что (и кто) излучает гравитационные волны? Да все, что угодно, например, вы, уважаемый читатель. Потрясите рукой, и во все стороны Вселенной со скоростью света помчатся волны пространства-времени. Нигде и ничем не поглотившись, они останутся вечным свидетельством вашего существования, правда, свидетельством очень слабым.
Детекторы гравитационных волн
Итак, длина стандартного метра, расположенного поперек гравитационной волны, периодически меняется на величину, называемую амплитудой волны. Помимо энергии волны, размах этих колебаний зависит также от ориентации метра относительно направления ее распространения: протяженное твердое тело будет деформироваться по-разному в разных направлениях.
Первая гравитационно-волновая антенна как раз и была протяженным твердым цилиндром. Ее в 60-е годы построил американский физик Джозеф Вебер в штате Мэриленд (США). Чувствительные пьезодатчики, расположенные по бокам цилиндра, способны были регистрировать сигнал с амплитудой 10-13. Обычно величину амплитуды выражают не через реальное изменение размеров датчика, а через его отношение к размерам датчика. Амплитуда 10-13 при длине цилиндра в 1 м соответствует абсолютному сдвигу 10-13 м. В экспериментах Вебера сигнал был обнаружен, но найти его источник на Земле или в космосе не удалось. Поскольку реальность сигнала ни подтвердить, ни опровергнуть никто не смог, международное научное сообщество приписало его неучтенным шумам.
Испробовав массу сложных конструкций, физики решили вернуться к простейшему варианту — поставить на пути волны обычные отрезки! Лучшей оказалась схема двух взаимно перпендикулярных отрезков, каждый из которых является плечом интерферометра Майкельсона, только очень большого. Например, в проекте LIGO (Laser Interferometer Gravitation-wave Observatory, Лазерная интерферометрическая гравитационно-волновая обсерватория) длина плеча равна 4 км! Это, как надеются создатели, повысит чувствительность в тысячи раз и позволит фиксировать волны с амплитудой около 10-21.
Для детектирования низкочастотных волн необходимы интерферометры с гигантской базой, которые можно построить только в космическом пространстве. В проекте LISA (Laser Interferometer Space Antenna, Лазерная интерферометрическая космическая антенна) предполагается запустить несколько космических аппаратов, которые составят гигантский лазерный интерферометр с плечом в несколько миллионов километров.
Звезды гравитационно-волнового неба
Поначалу физики собирались ловить гравитационные волны, излучаемые при ядерных взрывах. Слава Богу, оказалось, что при взрыве ядерной бомбы мощность излучения гравитационных волн слишком мала, чтобы их удалось зарегистрировать. В 1965 г. советский астрофизик Л. М. Озерной обратил внимание на то, что для исследования гравитационных волн специально взрывать ничего не надо, потому что во Вселенной и так непрерывно происходят разнообразнейшие взрывы. Наиболее перспективными в течение долгого времени считались взрывы сверхновых звезд. При вспышке сверхновой в пространство уходит до 10% энергии покоя звезды, то есть около 1055 эрг, и происходят такие вспышки достаточно часто: только в нашей Галактике — раз в несколько десятков лет.
Какова может быть амплитуда гравитационной волны, рожденной при вспышке сверхновой в нашей Галактике? Расчеты показывают, что ее значение может достигать 10-18 при условии, что сверхновая взорвалась на расстоянии 10 кпс от Солнца, и в виде гравитационных волн излучена приблизительно одна сотая полной энергии взрыва. Эта величина вполне попадает в диапазон чувствительности современных детекторов. К сожалению, на практике эффективность излучения гравитационных волн может оказаться в миллионы раз меньше, и тогда даже строящиеся детекторы будут бессильны.
Но сверхновые — не единственный источник гравитационных волн. Идеальным излучателем волн пространства-времени должны быть двойные звезды. Чем ближе звезды друг к другу, тем выше гравитационная светимость системы. Следовательно, максимальна она у наиболее тесных систем с наиболее компактными компонентами — нейтронными звездами или черными дырами.
В 1975 году американские астрономы Халс и Тейлор открыли первый двойной радиопульсар PSR1913+16 — систему из двух нейтронных звезд, обращающихся с периодом 7 часов 45 минут. Радиопульсар — сверхточные часы, да еще в двойной системе, — настоящая удача! Исследуя ход этих часов, удалось не только взвесить нейтронные звезды с рекордной для астрономии точностью и измерить тонкие релятивистские эффекты, но и впервые экспериментально подтвердить существование гравитационных волн. Оказалось, что компоненты системы PSR1913+16 медленно сближаются, словно им приходится двигаться не в вакууме, а в вязкой жидкости. В действительности, конечно, энергию отнимает у звезд не жидкость. Просто они излучают ее в виде гравитационных волн, причем в точном соответствии с теорией Эйнштейна. Через 100 млн. лет звезды столкнутся, породив гравитационно-волновой всплеск грандиозной мощности. Сейчас известно еще несколько двойных пульсаров, а всего их во Вселенной должны быть миллиарды, а следовательно, некоторые из них уже слились, а другие сливаются в данный момент.
Замечательно, что при слиянии нейтронных звезд эффективность образования гравитационных волн максимальна и достигает десятков процентов. Из теории Эйнштейна следует, что гравитационно-волновая светимость в момент слияния приближается к максимально возможному значению — 1059 эрг в секунду. Эта величина, которую Эйнштейн назвал естественной светимостью, определяется из общей теории относительности и, по-видимому, действительно является верхним пределом светимости в природе.
Как часто происходят столкновения нейтронных звезд? Приблизительная оценка частоты таких событий, опирающаяся на наблюдения двойных пульсаров, показала, что слияния должны происходить в нашей Галактике раз в миллион лет. Именно в расчете на это число и строится самый большой приемник гравитационных волн LIGO. Но на самом деле оценка эта сильно занижена, так как для излучения гравитационных волн нейтронные звезды не обязательно должны быть пульсарами. Потухших же пульсаров — обычных нейтронных звезд — гораздо больше. Расчеты, проведенные в Государственном астрономическом институте им. П. К. Штернберга, показывают, что в среднем одно слияние происходит раз в 10000 лет.
Конечно, никто не собирается 10000 лет ждать очередного столкновения нейтронных звезд в Млечном Пути. Процесс выделения энергии при слиянии нейтронных звезд настолько эффективен, что уже первая очередь LIGO с чувствительностью 10-21 позволит наблюдать их с расстояния 100 Мпс. Это расстояние можно назвать гравитационно-волновым горизонтом детектора. Внутри этого горизонта находится примерно 10000 галактик, следовательно, в таком объеме за год происходит примерно 1 слияние. Конечно, одна гравитационно-волновая вспышка за год, да еще на самом пределе чувствительности — это действительно немного. Поэтому строители интерферометров от первой очереди проекта ничего особенного не ждут.
А зря! Ведь во Вселенной должны существовать и более мощные источники гравитационного излучения подобной природы — сливающиеся черные дыры. Средняя масса черных дыр примерно в 10 раз выше массы нейтронных звезд, и потому видны они будут на гораздо больших расстояниях. Проблема в том, что о черных дырах, точнее, о том, как они образуются, астрономы пока знают немного, и потому среднюю частоту их слияний оценить трудно. Тем не менее, теоретические расчеты, проведенные в ГАИШ, предсказывают, что первые гравитационно-волновые детекторы будут чаще регистрировать именно слияния черных дыр, а не нейтронных звезд.
Регистрация такого сигнала позволит точно измерить массу сливающихся объектов, а сравнение с теоретической формой всплеска позволит, быть может, окончательно доказать существование черных дыр в природе. Таким образом, в одном эксперименте может быть подтверждено существование сразу двух физических сущностей — гравитационных волн и черных дыр.
Сверхзадача
Прорыв человека к гравитационно-волновому каналу информации можно сравнить лишь с открытием Галилея, когда он впервые повернул телескоп к звездному небу. И сравнение это будет не в пользу Галилея.
Астрономия подобна археологии. Глядя на ближайшие звезды, мы видим их такими, как они были десятки лет назад. Ближайшие галактики представляются нам моложе на несколько миллионов лет, а далекие квазары — уже на миллиарды. Взгляд на небо — это взгляд в прошлое Вселенной. Гигантские телескопы, построенные в конце второго тысячелетия, позволили заглянуть в такие дали Вселенной, где нет не только человека, но и звезд, и галактик. На расстоянии в десять миллиардов световых лет мы уперлись в непрозрачную стену — вещество Вселенной в те времена было очень плотным и совершенно непрозрачным для электромагнитных волн. Эта стена излучает так называемое реликтовое излучение, впервые зарегистрированное в 1965 году.
Какие бы мы ни строили в будущем сверхмощные телескопы, мы не сможем заглянуть дальше (как в пространстве, так и во времени). Но эта стена, за которой рождаются элементарные частицы, атомы, да и сама Вселенная, совершенно прозрачна для гравитационных волн. Но откуда они возьмутся, если там, за "стеной", еще нет никаких тел? Действительно, звезды и галактики возникли лишь через сотни миллионов лет после рождения Вселенной. До этого она представляла собой практически идеально однородное и изотропное пространство-время.
Парадокс и красота общей теории относительности состоит в том, что космологические гравитационные волны появляются даже в абсолютно однородной, но расширяющейся Вселенной. Еще в 70-е годы советский астрофизик Л. П. Гришук доказал это математически. Это означает, что Вселенную сейчас наполняют реликтовые гравитационные волны, рожденные в самом начале ее расширения. Их регистрация позволила бы понять, каким образом появилось наше пространство-время. Именно с надеждой обнаружить космологический фон строятся современные и планируются будущие интерферометры.
Не поблекнут ли космологические гравитационные волны на фоне "современного" излучения, рожденного в нашей и других галактиках? Ведь примерно половина всех звезд Вселенной — двойные. Вселенная полна гравитационными волнами, и Земля буквально купается в этом гравитационно-волновом море.
На помощь, как и в "электромагнитной" астрофизике, придут спектры. Гравитационное излучение испускается на разных частотах. В 60-е годы советский астроном А. Мироновский впервые попытался определить, на каких частотах сильнее всего "фонит" близкая Вселенная. Оказалось, что максимальная амплитуда создается тесными двойными звездами типа W Большой Медведицы. Эти звезды создают фоновые волны с амплитудой порядка 10-19 и могут стать серьезным препятствием на пути к обнаружению космологического фона. При этом они перекрывают космологический фон в широком диапазоне частот — от 10-1 до 10-8 Гц. Однако главный вклад в это излучение вносят двойные звезды нашей Галактики, и на гравитационно-волновом небе они прорисуют все тот же Млечный Путь, поэтому их легко будет отличить от космологического фона.
Вдали от плоскости Млечного Пути главный сигнал будут давать двойные звезды далеких галактик, распределенные по небу достаточно равномерно. Тем не менее, и в этом случае на краях спектра есть окна, в которые можно увидеть реликтовый фон. И это оставляет надежду на то, что мы когда-нибудь узнаем, как родилась наша Вселенная.
Как поймать гравитационную волну
Известно, что распространяющаяся в пространстве электромагнитная волна вызывает в нем колебания электрического (и магнитного) поля, совершаемые в направлении, перпендикулярном направлению ее движения. В этом случае физики говорят, что волна имеет дипольную природу. Если, к примеру, на ее пути окажется электрон, то он, словно привязанный к невидимой пружине, начнет колебаться вдоль направления электрического поля и тем самым легко обнаружит прохождение волны.
В случае с гравитационной волной дело обстоит несколько иначе. Эта волна имеет уже квадрупольную природу и при прохождении через пространство вызывает в нем более сложные, не дипольные колебания. Плоскость этих колебаний по-прежнему перпендикулярна направлению ее движения, однако, в самой этой плоскости пространство попеременно то сжимается, то растягивается в двух взаимно перпендикулярных направлениях. Причем, когда вдоль одного направления происходит сжатие, другое испытывает растяжение.
Посмотрите, как отреагировала бы наша планета (см. рис.) на прохождение гравитационной волны с амплитудой, близкой к единице (напомним, что при такой амплитуде Земля деформируется на величину, соизмеримую с ее диаметром). Если при этом не забывать, что подобным трансформациям подверглись бы вместе с Землей и все находящиеся на ней объекты (в том числе и мы с вами), то нам остается только радоваться, что на страницах астрономических журналов мелькают такие "скучные" для нас амплитуды, как 10-21 или, в лучшем случае, 10-16.
Теперь, читатель, вы уже, наверное, догадались, как поймать гравитационную волну, и с чем связаны главные трудности ее обнаружения. Результатом гениального эксперимента, проведенного в конце прошлого столетия Майкельсоном, стало обнаружение постоянства скорости света во всех инерциальных системах отсчета. Напомним, что в своем опыте Майкельсон измерял скорость света, пуская два световых луча во взаимно перпендикулярных направлениях. С тех пор прошло уже более ста лет, и сегодня идея этого эксперимента вновь пришла на помощь ученым. Конечно, сейчас никто уже не ставит под сомнение постоянство скорости света. В новом эксперименте ученые будут измерять уже... само пространство!
Представьте себе лазерный луч, разделенный на два световых пучка, которые отправились в длительное, многокилометровое путешествие (каждый по своему туннелю гигантской экспериментальной установки) в двух взаимно перпендикулярных направлениях. Теперь представьте себе, что эти пучки света отразились в конце этих туннелей от зеркал и вернулись к той точке, где были разделены. Соберем эти пучки вместе и отправим параллельным курсом на чувствительный световой детектор. Получается не что иное, как гигантский интерферометр Майкельсона.
Теперь микрометрическими движениями подвинем одно из зеркал так, чтобы эти пучки приходили на детектор точно в противофазе. По законам интерференции волны этих световых пучков сложатся и уничтожат друг друга. На детекторе будет абсолютная темнота. Как эту установку не крути в пространстве (а Земля все-таки крутится!), на световом приемнике всегда должно быть темно. Конечно, при условии постоянства скорости света и достаточной стабильности этой установки. Однако, как теперь уже ясно, именно благодаря гравитационным волнам может нарушаться второе условие. И если изолировать эту установку от всевозможных земных вибраций люди еще как-то могут, то от изменения формы самого пространства — нет.
Представьте себе, что прямо над вашими головами, где-то в далеком космосе, в считанные секунды слились два компаньона тесной звездной пары. Проходит известное время, и гравитационная волна достигает нашей Земли. Для простоты предположим, что она обрушивается на нашу установку прямо сверху. Именно в этот момент длина ее туннелей вместе с самим пространством начинает колебаться. Причем, когда один туннель удлиняется, другой наоборот укорачивается. Из-за изменения длины пути, проходимого нашими световыми пучками, нарушается условие их точной противофазы в конце пути. Поэтому детектор сразу зарегистрирует световые пульсации, возникающие с частотой, кратной частоте пришедшей волны.
Эта идея и лежит в основе всех современных экспериментов по обнаружению гравитационных волн. А их бесконечно малые амплитуды — и есть основная трудность.
Чем будут ловить гравитационные волны
На земле
В течение нескольких ближайших лет на нашей планете начнут действовать сразу шесть гравитационных обсерваторий. Впрочем, первая из них — японская ТАМА — уже начала свою работу в 1999 году. На этом "пионерском" инструменте с длиной плеча каждого туннеля по 300 м обкатываются сегодня многие новые технологии гравитационного телескопостроения. В ходе этих работ чувствительность приемников ТАМА постоянно улучшается.
Сразу три подобных инструмента планируется ввести в строй по проекту LIGO в США. Строительство двух из них (в штатах Вашингтон, на фото, и Луизиана) уже заканчивается, а третий будет построен рядом с первым к 2002 году. Эти телескопы будут иметь размах плечей по 4 км, причем в их туннелях будет работать крупнейшая в мире система поддержания высочайшего вакуума. Благодаря использованию полупрозрачных плоских зеркал свет сможет пробегать это расстояние туда и обратно по несколько десятков раз, что безусловно еще больше повысит чувствительность этих инструментов. В конце этого года первый из инструментов LIGO уже должен увидеть "первый свет".
Совместный франко-итальянский проект Virgo должен быть завершен в 2002 году. Телескоп Virgo, строящийся неподалеку от Пизы (между прочим, именно здесь Галилей проводил свои знаменитые опыты с гравитацией и падающими телами), будет иметь размах плеча 3 км. Вместе с телескопами LIGO, этот инструмент позволит методом триангуляции определять небесные координаты источников гравитационных волн с точностью до половины градуса.
Последний член глобальной сети гравитационных обсерваторий строится сейчас в Ганновере (Германия). Несмотря на его скромные размеры (плечи по 600 м), в нем будет реализована усовершенствованная система подвески зеркал, а также оригинальная система, позволяющая этому телескопу настраиваться на избранную волну, подобно радиоприемнику.
В космосе
Семимильными шагами, которыми развивается сегодняшняя наука, уже никого не удивишь. Еще не успели вступить в строй первые наземные обсерватории, а ученые уже работают над детекторами гравитационных волн следующего поколения и делают это поистине с космическим размахом. Проектируемая европейскими и американскими специалистами обсерватория LISA будет состоять из трех космических аппаратов, расположенных в вершинах равностороннего треугольника со стороной 5 млн. км. Сохраняя свое взаимное положение, эта тройка будет двигаться вокруг Солнца по орбите Земли, отставая от нашей планеты приблизительно на 50 млн. км. Если этот проект будет принят, то уже в 2010 году такой космический интерферометр начнет сканировать небеса.
Неправильно думать, что этот инструмент разом "заткнет за пояс" все наземные гравитационные обсерватории. Правильнее сказать — он их дополнит. Дело в том, что от длины плеча интерферометра зависит и то, на какие частоты гравитационных волн он будет лучше реагировать. Очень низкие частоты (Герцы или даже доли Герц) будут почти недоступны LIGO, потому что за время прохождения в нем светового пучка пространство будет меняться слишком медленно. Однако высокие частоты (выше десятков герц) окажутся не под силу уже орбитальному телескопу LISA.
Таким образом, LISA сможет увидеть волны, к примеру, от тесной двойной системы нейтронных звезд за месяцы и даже годы до их слияния. Когда же до катастрофы останется совсем немного, и период их обращения уменьшится до сотой доли секунды, вспышку высокочастотных гравитационных волн зарегистрируют уже наземные телескопы.
Что излучает гравитационные волны
