100 років очікування | Журнал Популярна Механіка

  1. Що шукаємо
  2. чим шукаємо
  3. лазерні велетні
  4. Ера нової астрономії

Через сто років після теоретичного передбачення, яке в рамках загальної теорії відносності зробив Альберт Ейнштейн, вченим вдалося підтвердити існування гравітаційних хвиль. Починається ера принципово нового методу вивчення далекого космосу - гравітаційно-хвильової астрономії.

Відкриття бувають різні. Бувають випадкові, в астрономії вони зустрічаються часто. Бувають не зовсім випадкові, зроблені в результаті ретельного «прочісування місцевості», як, наприклад, відкриття Урана Вільямом Гершелем. Бувають серендіпіческіе - коли шукали одне, а знайшли інше: так, наприклад, відкрили Америку. Але особливе місце в науці займають заплановані відкриття. Вони засновані на чіткому теоретичному передбаченні. Передбачене шукають в першу чергу для того, щоб підтвердити теорію. Саме до таких відкриттів відносяться виявлення бозона Хіггса на Великому адронному колайдері і реєстрація гравітаційних хвиль за допомогою лазерно-інтерферометричної гравітаційно-хвильової обсерваторії LIGO. Але для того щоб зареєструвати якийсь передбачене теорією явище, потрібно досить непогано розуміти, що саме і де шукати, а також які інструменти необхідні для цього.

Як влаштований детектор LIGO У лазерних інтерферометрах LIGO і VIRGO промінь лазера ділиться дзеркалом і потрапляє в два перпендикулярних плеча Як влаштований детектор LIGO У лазерних інтерферометрах LIGO і VIRGO промінь лазера ділиться дзеркалом і потрапляє в два перпендикулярних плеча. Після того як світло в кожному плечі пробігає туди і назад кілька сотень разів, промені знову сходяться і інтерферують. Прилад налаштований таким чином, щоб максимум хвилі з одного плеча точно збігався з мінімумом з іншого і результатом інтерференції на детекторі був нуль. А якщо довжина плечей змінюється, то на детекторі з'являється ненульовий сигнал. Саме ток, зчитування з фотодетектора, і містить інформацію про властивості гравітаційного сигналу. Таким чином можна дуже точно виміряти параметри хвилі, яка протягом десятків мілісекунд з високою частотою зрушує дзеркала. Сам зсув був би мізерно малим, набагато менше розміру протона. Але важливо, що вимірюється не прямо ця крихітна довжина, а добре визначаються електричні параметри в силовій установці, яка повертає дзеркало на місце.

Що шукаємо

Гравітаційні хвилі традиційно називають пророкуванням загальної теорії відносності (ЗТВ), і це справді так (хоча зараз такі хвилі є у всіх моделях, альтернативних ОТО або ж доповнюють її). До появи хвиль призводить кінцівку швидкості поширення гравітаційної взаємодії (в ОТО ця швидкість в точності дорівнює швидкості світла). Такі хвилі - обурення простору-часу, що поширюються від джерела. Для виникнення гравітаційних хвиль необхідно, щоб джерело пульсувало або прискорено рухався, але певним чином. Скажімо, руху з ідеальною сферичної або циліндричної симетрією не підходять. Таких джерел досить багато, але часто у них маленька маса, недостатня для того, щоб породити потужний сигнал. Адже гравітація - найслабше з чотирьох фундаментальних взаємодій, тому зареєструвати гравітаційний сигнал дуже важко. Крім того, для реєстрації потрібно, щоб сигнал швидко змінювався в часі, тобто мав досить високу частоту. Інакше нам не вдасться його зареєструвати, так як зміни будуть занадто повільними. Значить, об'єкти повинні бути ще й компактними.

Спочатку великий інтерес викликали спалахи наднових, що відбуваються в галактиках зразок нашої раз в декілька десятків років. Значить, якщо вдасться досягти чутливості, що дозволяє бачити сигнал з відстані в кілька мільйонів світлових років, можна розраховувати на кілька сигналів в рік. Але пізніше виявилося, що початкові оцінки потужності виділення енергії у вигляді гравітаційних хвиль під час вибуху наднової були занадто оптимістичними, і зареєструвати подібний слабкий сигнал можна було б тільки в разі, якщо б наднова спалахнула в нашій Галактиці.

Ще один варіант масивних компактних об'єктів, що здійснюють швидкі рухи, - нейтронні зірки або чорні діри. Ми можемо побачити або процес їх утворення, або процес взаємодії один з одним. Останні стадії колапсу зоряних ядер, що призводять до утворення компактних об'єктів, а також останні стадії злиття нейтронних зірок і чорних дір мають тривалість близько декількох мілісекунд (що відповідає частоті в сотні герц) - якраз те що треба. При цьому виділяється багато енергії, в тому числі (а іноді і в основному) у вигляді гравітаційних хвиль, так як масивні компактні тіла роблять ті чи інші швидкі рухи. Ось вони - наші ідеальні джерела.

Правда, наднові спалахують в Галактиці раз в декілька десятків років, злиття нейтронних зірок відбуваються раз в пару десятків тисяч років, а чорні діри зливаються один з одним ще рідше. Зате сигнал набагато могутніше, і його характеристики можна досить точно розрахувати. Але тепер нам треба навчитися бачити сигнал з відстані в кілька сотень мільйонів світлових років, щоб охопити кілька десятків тисяч галактик і виявити кілька сигналів за рік.

Під час обкатки технологій на LIGO і VIRGO група вчених працювала над методами боротьби з шумами Під час обкатки технологій на LIGO і VIRGO група вчених працювала над методами боротьби з шумами. Прораховувалися і очікувана кількість подій, і форма сигналу. Справа в тому, що чим точніше ми знаємо форму сигналу, тим простіше розпізнати його серед шуму. Це можна порівняти з розпізнаванням слів на малій гучності - коли говорять відомі вам слова, проблем не виникає, а незнайоме слово ви не можете розібрати. Для перевірки алгоритмів виявлення корисного сигналу керівники проекту підкинули в потік даних, що аналізуються фальшивий сплеск, який підтвердив працездатність схем. Уявіть, яким стресом для вчених було дізнатися, що виявлене подія - лише тестове випробування, а не справжній результат!

чим шукаємо

Визначившись з джерелами, почнемо проектувати детектор. Для цього треба зрозуміти, що ж робить гравітаційна хвиля. Не вдаючись в деталі, можна сказати, що проходження гравітаційної хвилі викликає приливну силу (звичайні місячні або сонячні припливи - це окреме явище, і гравітаційні хвилі тут ні при чому). Так що можна взяти, наприклад, металевий циліндр, забезпечити датчиками і вивчати його коливання. Це нескладно, тому такі установки почали робити ще півстоліття тому (тобто вони і в Росії, зараз в Баксанській підземної лабораторії монтується вдосконалений детектор, розроблений командою Валентина Руденко з ГАІШ МГУ). Проблема в тому, що такий прилад буде бачити сигнал без всяких гравітаційних хвиль. Є маса шумів, з якими важко боротися. Можна (і це було зроблено!) Встановити детектор під землею, спробувати ізолювати його, охолодити до низьких температур, але все одно для того, щоб перевищити рівень шуму, знадобиться дуже потужний гравітаційно-хвильової сигнал. А потужні сигнали приходять рідко.

Тому був зроблений вибір на користь іншої схеми, яку в 1962 році висунули Владислав Пустовойт та Михайло Герценштейн. У статті, опублікованій в ЖЕТФ (Журнал експериментальної і теоретичної фізики), вони запропонували використовувати для реєстрації гравітаційних хвиль интерферометр Майкельсона. Промінь лазера бігає між дзеркалами в двох плечах інтерферометра, а потім промені з різних плечей складаються. Аналізуючи результат інтерференції променів, можна виміряти відносну зміну довжин плечей. Це дуже точні вимірювання, тому, якщо перемогти шуми, можна досягти фантастичною чутливості.

На початку 1990-х було прийнято рішення про будівництво декількох детекторів за такою схемою. Першими в лад повинні були увійти відносно невеликі установки, GEO600 в Європі і TAMA300 в Японії (числа відповідають довжині плечей в метрах) для обкатки технології. Але основними гравцями повинні були стати установки LIGO в США і VIRGO в Європі. Розмір цих приладів вимірюється вже кілометрами, а остаточна планова чутливість повинна була б дозволити бачити десятки, якщо не сотні подій на рік.

Розмір цих приладів вимірюється вже кілометрами, а остаточна планова чутливість повинна була б дозволити бачити десятки, якщо не сотні подій на рік

Чому потрібні кілька приладів? В першу чергу для перехресної перевірки, оскільки існують локальні шуми (наприклад, сейсмічні). Одночасна реєстрація сигналу на північному заході США і в Італії була б прекрасним свідченням його зовнішнього походження. Але є і друга причина: гравітаційно-хвильові детектори дуже погано визначають напрямок на джерело. А ось якщо рознесених детекторів буде кілька, вказати напрямок можна буде досить точно.

лазерні велетні

У своєму первісному вигляді детектори LIGO були побудовані в 2002 році, а VIRGO - в 2003-му. За планом це був лише перший етап. Всі установки попрацювали по кілька років, а в 2010-2011 роках були зупинені для доопрацювання, щоб потім вийти на планову високу чутливість. Першими заробили детектори LIGO у вересні 2015 року, VIRGO повинна приєднатися в другій половині 2016- го, і починаючи з цього етапу чутливість дозволяє сподіватися на реєстрацію як мінімум кількох подій в рік.

Після початку роботи LIGO очікуваний темп сплесків становив приблизно одна подія в місяць. Астрофізики заздалегідь оцінили, що першими очікуваними подіями мають стати злиття чорних дір. Пов'язано це з тим, що чорні діри зазвичай раз в десять важче нейтронних зірок, сигнал виходить могутніше, і його «видно» з великих відстаней, що з лишком компенсує менший темп подій в розрахунку на одну галактику. На щастя, довго чекати не довелося. 14 вересня 2015 року обидві установки зареєстрували практично ідентичний сигнал, який отримав найменування GW150914.

14 вересня 2015 року обидві установки зареєстрували практично ідентичний сигнал, який отримав найменування GW150914

За допомогою досить простого аналізу можна отримати такі дані, як маси чорних дір, потужність сигналу і відстань до джерела. Маса і розмір чорних дір пов'язані дуже простим і добре відомим чином, а за частотою сигналу відразу можна оцінити розмір області виділення енергії. В даному випадку розмір вказував на те, що з двох дірок масою 25-30 і 35-40 сонячних мас утворилася чорна діра з масою понад 60 сонячних мас. Знаючи ці дані, можна отримати і повну енергію сплеску. В гравітаційне випромінювання (за формулою E = mc2) перейшло майже три маси Сонця. Це відповідає світності 1023 светимостей Сонця - приблизно стільки ж, скільки за цей час (соті частки секунди) випромінюють всі зірки у видимій частині Всесвіту. А з відомою енергії і величини виміряного сигналу виходить відстань. Велика маса злилися тел дозволила зареєструвати подія, що відбулася в далекій галактиці: сигнал йшов до нас приблизно 1,3 млрд років.

Більш детальний аналіз дозволяє уточнити ставлення мас чорних дір і зрозуміти, як вони оберталися навколо своєї осі, а також визначити і деякі інші параметри. Крім того, сигнал з двох установок дозволяє приблизно визначити напрямок сплеску. На жаль, поки тут точність не дуже велика, але з введенням в дію оновленої VIRGO вона зросте. А ще через кілька років почне приймати сигнали японський детектор KAGRA. Потім один з детекторів LIGO (спочатку їх було три, одна з установок була подвійною) буде зібраний в Індії, і очікується, що тоді будуть реєструватися багато десятків подій в рік.

Ера нової астрономії

На даний момент найважливіший результат роботи LIGO - це підтвердження існування гравітаційних хвиль. Крім того, вже перший сплеск дозволив поліпшити обмеження на масу Гравітон (в ОТО він має нульову масу), а також сильніше обмежити відміну швидкості поширення гравітації від швидкості світла. Але вчені сподіваються, що вже в 2016 році вони зможуть отримувати за допомогою LIGO і VIRGO багато нових астрофізичних даних.

По-перше, дані гравітаційно-хвильових обсерваторій - це новий канал вивчення чорних дір. Якщо раніше можна було тільки спостерігати потоки речовини в околицях цих об'єктів, то тепер можна прямо «побачити» процес злиття і «заспокоєння» утворюється чорної діри, як коливається її горизонт, приймаючи свою остаточну форму (яка визначається обертанням). Напевно, аж до виявлення хокінговского випаровування чорних дір (поки що цей процес залишається гіпотезою) вивчення злиттів буде давати кращу безпосередню інформацію про них.

По-друге, спостереження злиттів нейтронних зірок дадуть багато нової, вкрай потрібної інформації про ці об'єкти. Вперше ми зможемо вивчати нейтронні зірки так, як фізики вивчають частки: спостерігати за їх зіткненнями, щоб зрозуміти, як вони влаштовані всередині. Загадка будови надр нейтронних зірок хвилює і астрофізиків, і фізиків. Наше розуміння ядерної фізики та поведінки речовини при надвисокої щільності неповно без вирішення цього питання. Цілком ймовірно, що саме гравітаційно-хвильові спостереження зіграють тут ключову роль.

Вважається, що саме злиття нейтронних зірок відповідальні за короткі космологічні гамма-сплески. У рідкісних випадках вдасться одночасно спостерігати подія відразу і в гамма-діапазоні, і на гравітаційно-хвильових детекторах (рідкість пов'язана з тим, що, по-перше, гамма-сигнал сконцентрований в дуже вузький промінь, і він не завжди спрямований на нас, а по-друге, від дуже далеких подій ми не зареєструємо гравітаційних хвиль). Мабуть, знадобиться кілька років спостережень, щоб вдалося це побачити (хоча, як зазвичай, може пощастити, і це станеться прямо сьогодні). Тоді, крім усього іншого, ми зможемо дуже точно порівняти швидкість гравітації зі швидкістю світла.

Таким чином, лазерні інтерферометри разом працюватимуть як єдиний гравітаційно-хвильової телескоп, який приносить самі нові знання і астрофізикам, і фізикам. Ну а за відкриття перших сплесків і їх аналіз рано чи пізно буде вручена заслужена Нобелівська премія.

Автор - провідний науковий співробітник Державного астрономічного інституту ім. П.К. Штернберга (ГАІШ) МГУ, автор книги «Супероб'екти: зірки розміром з місто»

Стаття «100 років очікування» опублікована в журналі «Популярна механіка» ( №5, травень 2016 ).

Чому потрібні кілька приладів?