В поисках гравитационных волн: проект ЛИГО. Проект ligo

В поисках гравитационных волн: проект ЛИГО

В списке наиболее важных и интересных проблем современной физики и астрофизики, составленном академиком В. Л. Гинзбургом (см. "Наука и жизнь" №№ 11, 12, 1999 г.), под номером 22 фигурирует технически сложная задача - прием гравитационных волн, приходящих из космоса. Построенная для этой цели установка ЛИГО положила начало новому научному направлению - гравитационно-волновой астрономии. Схема интерферометра Майкельсона.

Идея существования гравитационных волн восходит к работам Эйнштейна, точнее, к созданной им к 1916 году общей теории относительности (ОТО) - теории пространства и времени, объединившей эти два понятия. Общая теория относительности, по существу, - это теория гравитации, устанавливающая связь тяготения с геометрией пространства - времени. Геометрические свойства четырехмерного пространства-времени, как и обычного трехмерного пространства, целиком определяются находящейся в пространстве материей, которая создает гравитационное поле. Влияние гравитации на геометрию проявляется в том, что она искривляет пространство-время. Мы не можем представить себе это наглядно (как в случае двухмерного "пространства", скажем, листа бумаги, который легко представить себе и плоским и изогнутым), но можем описать математически.

Эйнштейн показал, что в поле тяготения пространство - время обладает кривизной. Слабой кривизне соответствует обычная ньютоновская гравитация, управляющая Солнечной системой. Но в мощных гравитационных полях, создаваемых массивными космическими объектами, пространство-время искривлено очень сильно. А если такой объект совершает колебательное или вращательное движение, кривизна меняется. Распространение этих изменений (возмущений) в пространстве рождает "волны кривизны", которые и получили название гравитационных волн (см. "Наука и жизнь" №11, 1969 г.; № 1, 1972 г.; № 8, 1989 г.). И подобно тому, как электромагнитная волна с квантово-механической точки зрения представляет собой поток фотонов, квантование волны гравитационной приводит к понятию гравитона - частицы с нулевой массой покоя.

Излучение колеблющимися массами гравитационных волн очень напоминает излучение электромагнитных волн колеблющимися электрическими зарядами. Согласно ОТО, гравитационные волны имеют такую же скорость, как электромагнитные волны, и тоже переносят энергию. Они вызывают движение (смещение) тел, встречающихся на их пути, но ожидаемый эффект настолько мал, что до сих пор не обнаружен. Еще в 1916 году Эйнштейн вычислил мощность гравитационного излучения вращающегося стержня длиной 1 метр. Если даже раскрутить его до такой скорости, что центробежная сила достигнет предела прочности материала на разрыв, мощность излучения окажется равной всего-навсего 10-37 Вт, что зарегистрировать невозможно.

Это делает совершенно нереальным обнаружение гравитационных волн от каких-либо "земных" источников - нужны гигантские массы и столь огромные мощности для приведения их в движение, что эта задача технически невыполнима.

Ситуация становится более благоприятной, если в качестве источников гравитационных волн использовать космические объекты, в которых необходимые требования - колоссальные массы и огромные скорости вращения - обеспечены, так сказать, самой природой. Из них наиболее подходят двойные звезды, вращающиеся вокруг общего центра масс, и пульсары - вращающиеся нейтронные звезды. Энергия гравитационного излучения этих источников огромна. Но и здесь, к сожалению, нет оснований для слишком оптимистических надежд, ибо эти источники находятся на громадных расстояниях от Земли (десятки световых лет), и к нам приходит ничтожная часть их гравитационного излучения.

Например, мощность гравитационного излучения двойной звезды йота Волопаса, находящейся на расстоянии 40 световых лет от Земли и состоящей из двух звезд массами 1,35 и 0,68 массы Солнца, согласно расчетам, составляет 2·1023 Вт. Земли же достигает поток излучения плотностью 10-17 Вт/см2, а от всех двойных звезд нашей Галактики приходит не намного больше - 10-14 Вт/см2 гравитационной энергии. Частота этого излучения лежит в диапазоне нескольких десятков герц.

Другой пример - излучение знаменитого пульсара PSR 0531 в Крабовидной туманности. Если даже предположить, что он излучает гравитационные волны мощностью порядка 1031 Вт (оценка, как полагают, явно завышенная), то и тогда плотность потока на Земле из-за гигантского расстояния до источника (5500 световых лет) составила бы всего 3·10-14 Вт/см2. Чувствительность же гравитационных детекторов до сих пор ограничивается величиной 10-1-10-3 Вт/см2, т. е. по крайней мере на 11 порядков меньше, чем нужно.

Однако кроме периодического гравитационного излучения от двойных звезд и пульсаров могут наблюдаться очень мощные всплески (импульсы) излучения при различных космических катаклизмах, вроде вспышек сверхновых, приводящих к образованию нейтронных звезд или черных дыр, или при их столкновениях друг с другом. Поток гравитационного излучения, возникающего при вспышке сверхновой, примерно в 1015 раз больше, чем поток от ближайшей двойной звезды. Появляется реальная возможность зарегистрировать такое излучение, но трудность состоит в том, что заранее неизвестно, когда и откуда придет всплеск. А в нашей Галактике сверхновые вспыхивают далеко не часто: в среднем один раз за 30 лет. Поэтому следует рассчитывать на прием излучения и от других галактик: сфера радиусом около 10 миллионов световых лет содержит примерно 300 галактик, и можно ожидать, что импульсы гравитационного излучения с плотностью потока 10-3 Вт/см2 будут приходить несколько раз в год. Но и эта величина находится на пределе чувствительности, и детектировать такие всплески гравитационных волн чрезвычайно трудно.

Первый эксперимент такого рода был осуществлен Д. Вебером (США) в 1969 году. Его гравитационный детектор состоял из двух разнесенных на 1000 километров алюминиевых цилиндров длиной по 1,5 м, диаметром 60 см и весом полторы тонны, подвешенных на тонких нитях в вакуумной камере. Пьезоэлектрические датчики, приклеенные к цилиндрам, преобразовывали их колебания, вызванные гравитационной волной, в электрические сигналы. Они свидетельствовали о регистрации волн довольно большой мощности. Однако результаты экспериментов Вебера вскоре были поставлены под сомнение, так как приводили к некоторым абсурдным заключениям, не согласующимся с известными фактами, например к непомерно большим потерям массы в ядре Галактики. Впоследствии эти сомнения перешли в уверенность: было доказано, что гравитационное излучение мощностью, отвечающей наблюдениям Вебера, из космоса не приходит. После этого было предложено довольно много методов обнаружения гравитационных волн и схем гравитационных детекторов: с использованием ротационных антенн - вращающихся "гантелей" (В. Б. Брагинский и др.), спутников, лазеров, сверхпроводящих магнитометров и лазерных интерферометров.

В интерферометре складываются две световые волны, идущие по разным путям. Если эти волны когерентны (имеют неизменную разность фаз и длину волны), при их сложении образуется устойчивая картина в виде системы полос. Когда длина пути, по которому проходит одна из волн, меняется, полосы смещаются на величину, пропорциональную этому изменению. Поэтому при регистрации гравитационных волн интерферометрическим методом одна световая волна отражается от зеркал, приклеенных к массивным цилиндрам, вместо датчиков, использованных Вебером. Вибрация цилиндров под воздействием волны вызывает колебания интерференционной картины, а современные электронные методы позволяют обнаружить смещения в сотые доли микрона. Но до сих пор обнаружить гравитационные волны еще никому не удалось.

К 1992 году в США был подготовлен грандиозный проект по созданию обсерватории для поиска гравитационных волн с использованием лазерных интерферометров - ЛИГО (LIGO - Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) общей стоимостью более двухсот миллионов долларов. В его осуществлении приняли участие ученые и инженеры двух крупнейших научных центров США - Калифорнийского и Массачусетского технологических институтов, специалисты из промышленности, из Колорадского, Стэнфордского и Сиракузского университетов. Технология для ЛИГО разрабатывалась двадцать лет. За это время было построено и исследовано несколько вариантов лазерных интерферометров, изготовлено уникальное помехозащитное оборудование и отработан окончательный вариант всей системы, на которой планируется проводить обширные исследовательские программы.

Проект ЛИГО ставит своей целью экспериментально изучить проблему нелинейной гравитации, черных дыр и гравитонов, выведя ее из сферы теоретических построений, и подтвердить, что пульсации кривизны пространства-времени - гравитационные волны - существуют. ЛИГО может позволить исследователям сделать заключение о величине спина (собственного момента количества движения) гравитона. По разнице во времени прибытия электромагнитных и гравитационно-волновых всплесков от одного удаленного события гравитационная обсерватория позволит определить, одинаковы ли скорости этих волн. Если они приходят одновременно, гравитон, как и предсказывает теория, имеет нулевую массу покоя.

Особенность проекта ЛИГО - возможность использования нескольких интерферометров и создания таких оптических схем, в которых одна и та же пробная масса служит общей для двух или нескольких интерферометров.

Сигналы от двойных или нейтронных звезд могут приходить в частотном диапазоне, простирающемся от очень низких частот до примерно 1 кГц. Созданная аппаратура может воспринимать частоты от 40 Гц до нескольких килогерц с максимумом чувствительности на частоте 100 Гц. Исследователи ожидают, что их уникальная установка, открывающая новое поколение гравитационных телескопов, позволит получить фундаментальные результаты, приближающие нас к разгадке многих тайн Вселенной.

www.nkj.ru

Интерферометр LIGO

Интерферометр LIGO, Хэнфорд

LIGO – коллаборация, которая возникла вокруг эксперимента по поиску гравитационных волн. Основным инструментом коллаборации LIGO является одноименный инструмент – интерферометр LIGO, что расшифровывается как «лазерная интерферометрическая гравитационно-волновая обсерватория» (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory).

Коллаборация объединяет в себе группу исследователей из 40 научно-исследовательских учреждений всего мира, а также еще 600 отдельных ученых, которые проводят анализ данных, полученных интерферометром. Примечательно, что в проекте принимают участие и две российские группы: академика РАН Александра Сергеева (с 2015 г. Профессор ННГУ), и профессора МГУ Валерия Митрофанова.

История создания

Материалы по теме

Впервые о гравитационных волнах говорил Альберт Эйнштейн в 1916-м году, в свой работе по общей теории относительности (ОТО). Однако на тот момент человечество не имело достаточное технологическое развитие, чтобы организовать эксперимент по поиску гравитационных волн. В 1990-х при наблюдении за пульсаром PSR B1913+16, представляющим собой систему двух звезд, ученые обнаружили, что орбитальный период обращения этих звезд сокращается на 76 мкс в год. Данная величина точно предсказывается решением уравнений ОТО для звезд, теряющих энергию на гравитационное излучение. Таким образом результаты исследования стали положительным аргументом в пользу существования гравитационных волн, а американские физики Рассел Алан Халс и Джозеф Тейлор младший получили нобелевскую премию в 1993-м году.

Годом ранее три доктора физики предложили проект по разработке интерферометра с целью поиска гравитационных волн: американец Кип Торн (известный общественности также по должности научного консультанта и исполнительного продюсера кинокартины «Интерстеллар»), шотландец Рональд Древер и американец Райнер Вайсс (специалисты в области лазеров).

Рональд Древер, Кип Торн, Райнер Вайсс — основатели проекта LIGO

Разработка проекта и осуществление проекта велась двадцать лет. В течение этого времени исследовались различные варианты конструкций интерферометров. Проект был профинансирован американским Национальным научным фондом, и обошелся в 365 миллионов долларов – самый дорогой проект, финансируемый данным фондом. Постройка интерферометра LIGO была завершена в 2002-м году и в августе того же года обсерватория начала наблюдение.

Цели и задачи LIGO

Основная задача коллаборации состояла в поиске гравитационных волн. Источником таких гравитационных колебаний могут быть двойные системы массивных тел. Например, нейтронные звезды, которые сталкиваются, либо обращаются вокруг друг друга по эллипсовидным орбитам, сверхновые, а также сталкивающиеся черные дыры. Также источниками гравитационных волн могут быть вспышки сверхновых вблизи пульсаров. Именно эти объекты и стали основными предметами наблюдения исследователей из коллаборации LIGO.

Излучение гравитационных волн при сближении черных дыр

Помимо самого поиска колебаний кривизны пространства-времени – гравитационных волн, результаты наблюдений обсерватории могут дать положительные знания в области космических струн или оценить величину спина гравитона – частицы-переносчика гравитационного взаимодействия.

Устройство интерферометра LIGO

Масштабы данной обсерватории можно сравнить с размером всего США, так как две основные составные интерферометра расположены на противоположных концах США, на расстоянии 3 002 км друг от друга. Первое здание обсерватории находится в городе Ливингстон (Луизиана), второе же – в городе Хэнфорд (штат Вашингтон). Сделано это по той причине, что два столь удаленных интерферометра способны уловить гравитационную волну (вероятно движущуюся со скоростью близкой к скорости света) с разницей всего в 10 миллисекунд. Однако такой разницы достаточно, чтобы определить положение источника относительно Земли, а также исключить всякого рода земные источники, если такие вообще возможны.

Расстояние от г. Хэнфорд (штат Вашингтон) до г. Ливингстон (Луизиана)

Конструкция каждой обсерватории интерферометра состоит, прежде всего, из Г-образной системы из двух четырехкилометровых трубок с высоким вакуумом внутри. Через эти трубы лазером пропускаются пучки электромагнитного излучения с определенной частотой (длиной волны). Далее в месте соединения труб эти пучки пересекаются, накладываются и образовывают заранее известную «интерференционную картину». В случае же, если гравитационная волна пройдет через данную конструкцию, благодаря таким образом искажению пространства-времени, длина одного плеча конструкции увеличится втрое, а другого – уменьшится втрое. Это приведет также к изменению интерференционной картины, что и станет индикатором гравитационной волны. Результаты такого наблюдения будут сравниваться с другой составной интерферометра LIGO для дальнейшего определения положения источника относительно Земли.

Модель устройства интерферометра LIGO

Открытие гравитационных волн

Над поиском гравитационных волн трудилась не только коллаборация LIGO, расположенная в СШа, но европейская коллаборация VIRGO. В распоряжении второй также имеется достаточно мощный детектор, хоть несколько меньший (каждое плечо интерферометра – 3 км). Для более эффективной обработки информации, получаемой с интерферометров, две данные коллаборации договорились о совместном анализе данных.

11 февраля 2016 года обе коллаборации объявили о прямом детектировании искомых гравитационных волн, которое произошло 14 сентября 2015 года. Данное событие было названо GW150914, что расшифруется как гравитационная волна (gravitational wave) + год, месяц и число регистрации события. Сигнал был зарегистрирован 14.09.2015 в 9:50 UTC, сперва детектором LIGO в Ливингстоне, а спустя всего 7 миллисекунд – детектором в Хэнфорде. Поступивший сигнал был дважды обработан программами, после чего, спустя три минуты, уведомление о сигнале пришло на почту итальянского постдока (советский аналог данной степени — «кандидат наук») по имени Марко Драго, который работает в институте гравитационной физики Общества Макса Планка, расположенного в Ганновере, Германия. Итальянец оповестил своего сотрудника, также постдока из Ганновера – Эндрю Лундгрена. Спустя 15 минут оба научных сотрудника позвонили непосредственно в центры управления экспериментом, расположенные в Ливингстоне и Хэнфорде. В 11:00 UTC Марко Драго разослал сообщения с уведомлением о получении сигнала по всей коллаборации LIGO.

Первый зафиксированный гравитационно-волновой сигнал.

Дальнейшая ручная обработка сигнала продлилась с 18-го сентября по 5-е октября. Вместе с этим был запущен поиск других индикаторов сигнала, так, например нейтринные всплески обнаружены не были, а вот коллаборация Fermi отметила слабую вспышку рентгеновского излучения, возможно связанную с событием.

Параметры события и дальнейшая судьба LIGO

Кратко говоря о событии GW150914, зарегистрированным интерферометром LIGO, можно сказать, что оно не только подтвердило существование гравитационных волн, но также стало долгожданным доказательством существования черных дыр. Дело в том, что источником излучения гравитационных волн были две черные дыры (на расстоянии 0,8 – 2 млрд св. лет от Земли), которые в результате столкновения объединились в одну, при этом объем выделенной энергии (перешедшей в гравитационное возмущение) равен трем массам Солнца. Длительность сигнала составила всего 0,2 секунды, однако столь мощное событие заметно выделилось на фоне различных шумов (соотношение сигнал-шум 24:1).

В результате открытия ученые коллаборации LIGO были удостоены премии под названием Breakthrough Prize, 1 млн долларов которой разделили основатели проекта (Кип Торн, Райнер Вайс и Рональд Дривер), а 2 млн долларов – 1012 соавторов открытия.

Кип Торн, Райнер Вайс и брат Рональда Дривера на вручении Breakthrough Prize

Коллаборация LIGO намерена продолжить исследование гравитационных волн, их параметров и особенностей. В ближайшее время планируется объединение LIGO с обсерваторией LISA (Laser Interferometer Space Antenna) – еще одним интерферометром, направленным на обнаружение гравитационных волн на 4-5 порядков ниже, чем LIGO.

Ниже представлено видео о создании обсерватории LIGO и дальнейшей перспективы астрономических наблюдений при помощи подобных интерферометров.

comments powered by HyperComments

Понравилась запись? Расскажи о ней друзьям!

Просмотров записи: 1030

spacegid.com

Обсерватория LIGO – Журнал "Все о Космосе"

Центр управления LIGO в Хэнфорде

LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) — лазерно-интерферометрическая гравитационно-волновая обсерватория. Проект был предложен в 1992 году Кипом Торном, Рональдом Дривером из Калифорнийского технологического института и Райнером Вайсом из Массачусетского технологического института. Проект финансируется американским Национальным научным фондом. Достигая по стоимости 365 миллионов долларов, этот проект является самым амбициозным среди всех когда-либо финансировавшихся фондом.

Международное научное сообщество LIGO (LIGO Scientific Collaboration, LSC) представляет собой растущую с каждым годом группу исследователей: около 40 научно-исследовательских институтов и 600 отдельных учёных работают над анализом данных, поступающих с LIGO и других обсерваторий. В составе коллаборации работают и две научные группы из России: группа В. П. Митрофанова (Кафедра физики колебаний Физического факультета МГУ, Москва) и группа член-корр. РАН А. М. Сергеева (Институт прикладной физики РАН, Нижний Новгород).

11 февраля 2016 года коллаборации LIGO и Virgo объявили об обнаружении гравитационных волн, произошедшем 14 сентября 2015 года на установках LIGO, обнаруженный сигнал исходил от слияния двух чёрных дыр массами 36 и 29 солнечных масс на расстоянии около 1,3 млрд световых лет от Земли, при этом три солнечных массы ушли на излучение.

Цели и задачи

Главная задача LIGO — экспериментальное обнаружение гравитационных волн космического происхождения. Эти волны впервые были предсказаны в общей теории относительности Эйнштейна в 1916 году, когда ещё не существовало технологий, необходимых для их обнаружения. Их существование было косвенно доказано при изучении пульсара PSR B1913+16 (за открытие пульсара учёные были награждены Нобелевской премией по физике 1993 года).

В августе 2002 года обсерватория LIGO начала наблюдение гравитационных волн. Как предполагается, их можно наблюдать в двойных системах (столкновения и взаимодействия нейтронных звёзд и чёрных дыр), при взрывах сверхновых звёзд, вблизи пульсаров и в остатках гравитационного излучения, порождённого Большим взрывом. Теоретически обсерватория может исследовать и такие гипотетические явления как космические струны и границы доменов ( Domain wall, границы, разделяющие регионы двух возможных минимумов потенциальной энергии (вакуумов)).

Обсерватория участвует в проекте Einstein@Home.

Обсерватории

Северный детектор (х-рукав) интерферометра в Хэнфорде

LIGO состоит из двух обсерваторий: в Ливингстоне (штат Луизиана) и в Хэнфорде (штат Вашингтон), удалённых друг от друга на 3002 километра. Поскольку скорость распространения гравитационных волн, как ожидают, равна скорости света, это расстояние даёт разницу в 10 миллисекунд, которая позволит определить направление на источник зарегистрированного сигнала.

Основной элемент каждой обсерватории — Г-образная система, состоящая из двух четырёхкилометровых плеч с высоким вакуумом внутри. Внутри такой системы устанавливается модифицированный интерферометр Майкельсона, в каждом из плеч которого благодаря дополнительным зеркалам из кварцевого стекла образуются резонаторы Фабри-Перо, эти зеркала на особом подвесе являются пробными массами, расстояние между которыми меняет пришедшая гравитационная волна. Она удлиняет одно плечо и одновременно укорачивает второе.

Simplified_diagram_of_an_Advanced_LIGO_detector[1]

Принцип детектирования

Луч лазера вначале проходит через одностороннее зеркало, которое пропускает луч от лазера и отражает луч, возвращающийся из интерферометра, таким образом являясь рециркулятором мощности и позволяя вместо 750-киловаттного лазера использовать 200-ваттный. Затем луч входит в интерферометр и разделяется светоделителем на два луча, каждый из которых направляется в соответствующее плечо интерферометра и проходит резонатор Фабри-Перо около 280 раз, многократно отражаясь в конце и начале плеча, что значительно повышает чувствительность интерферометра. Затем лучи из двух плеч складываются в фотодетекторе, и разность хода между ними вызывает изменение тока в детекторе.

Одновременно с основным интерферометром может быть использован «малый» интерферометр. Длина плеча такого интерферометра вдвое меньше (2 километра), а резкости резонаторов Фабри-Перо в плечах те же, что и у основного интерферометра, что соответствует вдвое меньшему времени затухания. Из-за уменьшения времени звона, теоретически рассчитанная чувствительность малого интерферометра совпадает с чувствительностью основного интерферометра на частотах выше 200 Гц, но вдвое хуже на низких частотах.

Обсерватория в Ливингстоне работает с одним интерферометром в основном режиме. В 2004 году этот интерферометр был успешно усовершенствован посредством установки основанной на гидравлических актюаторах активной системы механического шумоподавления. Такая система обеспечивает ослабление вибраций на частотах 0,1—5 Гц на порядок. В этой полосе сейсмические вибрации обусловлены, в основном, микросейсмическими волнами и антропогенными источниками (дорожным движением, лесозаготовками и пр.)

В Хэнфордской обсерватории наряду с интерферометром, идентичным Ливингстонскому, используют также вдвое меньший интерферометр. Благодаря ограниченной сейсмической активности в юго-восточном Вашингтоне, в Хэнфорде допустимо было продолжать использовать пассивную систему шумоподавления.

По материалам Wikipedia

aboutspacejornal.net

На гребне метрического тензора

11 февраля участники коллаборации LIGO проведут пресс-конференцию, в которой сделают некое важное объявление. Этот проект занимается поиском гравитационных волн с помощью лазерной интерферометрии. Чтобы подготовить читателя, мы собрали основную информацию о гравитационных волнах в вопросах и ответах. В составлении этого материала нам помогал руководитель научной группы Российского квантового центра, профессор МГУ и участник проекта LIGO Михаил Городецкий.

— Откуда взялась идея гравитационных волн?

Впервые гравитационные волны были предложены самим Эйнштейном в работе 1916, то есть почти ровно 100 лет назад. Уравнение для волн является следствием уравнений теории относительности и выводятся не самым простым образом. То есть даже на теоретическом уровне существование таких волн, вообще говоря не слишком очевидно. Спустя два года, в 1918 году вышла работа, целиком посвященная этим волнам. Пожалуй, ее можно считать основополагающей в этом направлении исследований.

— Что может испускать гравитационные волны?

Источником гравитационных волн является любое тело, обладающее массой, которое движется с ускорением. В модельном случае волны выводятся для пары вращающихся вокруг общего центра масс тел. Испускание волн является механизмом потери энергии для такой системы.

В реальности на роль таких тел претендуют пары черных дыр или нейтронных звезд, вращающихся вокруг общего центра масс достаточно быстро и достаточно близко друг от друга. Из-за потери энергии за счет гравитационного-излучения эти тела постепенно сближаются, увеличивая скорость обращения и, тем самым, частоту испускаемых гравитационных волн, пока не сольются в одно тело. Основная часть гравитационного излучения приходится на последние доли секунды перед слиянием, когда тела начинают двигаться со скоростями, сравнимыми со скоростью света.

Замечательно то, что физики умеют на компьютерах рассчитывать гравитационные сигналы от таких событий, если задать начальные условия. Также источниками гравитационных волн могут быть взрывы сверхновых. Главное, чтобы такой взрыв не был идеально симметричным, иначе волн не получится. Подойдет и быстро вращающийся, но тоже не симметричный компактный объект.

— Что колеблется в гравитационных волнах?

Как работает LIGO?

В проект входят две обсерватории на расстоянии 3002 километра друг от друга. У каждой обсерватории есть детектор. Это L-образная труба с плечами по 4 километра каждая, внутри которой создается высокий вакуум. Луч лазера расщепляют перед рукавами. Два дочерних луча проходят по рукавам, а потом вновь объединяются. Если пространство-время невозмутимо, то лучи совпадут по фазе. В том случае, если сквозь детектор проходит гравитационная волна, лучи пройдут не совсем одинаковой путь и совпадут не полностью. Образуется интерференционная картинка, которую и ищут исследователи.

Когда речь идет про звуковые волны, то мы говорим о колебаниях воздуха. С гравитационными волнами все сложнее: по сути в них колеблется даже не само пространство, а его геометрия. В теории относительности гравитация описывается в терминах кривизны пространства. За геометрию в этой теории отвечает метрика: грубо говоря, это такая штука, которая каждой точке пространства-времени присваивает 10 чисел, записанных в виде симметричной 4 на 4 матрицы. Числа меняются от точки к точке и характеризуют геометрию. Собственно эта метрика и меняется периодически во времени.

— Если я встречу гравитационную волну, я что-нибудь почувствую?

Колебания геометрии означает, что в пространстве будут периодически изменяться расстояния между объектами, углы между кривыми. Например, можно провести такой мысленный эксперимент. Представим, что на белой стене у нас нарисован круг. Грубо говоря, если навстречу нам будет идти волна, то мы увидим, как этот круг деформируется, например, в эллипс и обратно. Если говорить про другие чувства, не только зрение, то еще один способ интерпретировать волну — это, фактически, меняющаяся со временем приливная сила, действующая на любое тело (градиент ускорения). Поэтому, если бы эта волна была в квинтильон раз (1018) больше, чем те, что приходят из далекого космоса, а частота раз в сто меньше, вы бы почувствовали, что ваше тело растягивает и сжимает какая-то непонятная сила.

Именно на этом принципе — почувствовать дрожание, вызванное таким периодическим воздействием, работают так называемые резонансные детекторы на болванках (многотонных чушках из алюминиевого сплава, охлаждаемые до криогенных температур и обвешанных детекторами). От них отказались из-за слабой по сравнению с LIGO чувствительностью.

— А гравитационные волны поперечные или продольные?

Когда речь идет об обычных волнах, можно говорить о колебании некоторых точек, например, молекул воздуха, и как это колебание соотносится с правлением движения волны, за которое обычно берут направление переноса энергии. Гравитационные волны, как уже говорилось, представляют собой сложные колебания геометрии пространства-времени, задаваемые метрикой. Но для удаленных источников гравитационные волны все-таки можно назвать поперечными. В отличие от, скажем, электромагнитных волн они характеризуются не поперечным вектором, а поперечным тензором h. Поэтому можно выделить две поляризации, соответствующие не ортогональным векторам, а повернутым на 45 градусов тензорам h+ и h× (наклонный крестик умножения, а не буква x), которые соответствуют одновременному периодическому расширению/сжатию верх-низ/право-лево или по диагоналям если смотреть по направлению распространения волны.

— Ладно, 100 лет назад эти волны предсказали. А почему их еще не нашли?

Штука в том, что гравитационные волны очень и очень слабые по всем параметрам. Вернемся к эксперименту с кругом. Представим что волна сжимает пространство так, что круг превращается в эллипс. Можно взять отношение малого радиуса к эллипсу к большому и обозначить его через h. Типичное значение h для проходящих через Землю гравитационных волн должно составлять 10-21. В оригинальной работе Эйнштейна была предсказана мощность гравитационного излучения метрового стального стержня, вращающегося с предельной скоростью — она составила 10-37 ватт.

Для того, чтобы образовалась более или менее регистрируемая гравитационная волна, требуются мощные катастрофические события типа столкновения черных дыр или нейтронных звезд или взрывы близких сверхновых. Понятно, что такие события происходят достаточно редко. Но физики научились приблизительно расчитывать вероятность таких событий и, соответственно, вероятность их обнаружения при заданной чувствительности. Еще в 1992 году получили оценки, что для надежной регистрации нескольких событий в год требуется чувствительность, которые гравитационные антенны достигли только сейчас.

Здесь действует простое соображение. Допустим, что при данной чувствительности расчеты показывают, что мы в среднем будем наблюдать 1 событие в сто лет. Если мы увеличим чувствительность в десять раз (как это случилось с новой антенной LIGO под названием Advanced LIGO), насколько нам это поможет. Ответ — мы будем тогда в среднем наблюдать 10 событий в год, то есть вероятность обнаружить что-то повышается в 1000 раз. Дело в том, что мы при этом в 10 раз увеличиваем расстояние на котором можем засечь событие, а значит в 1000 раз увеличиваем объем «прослушиваемого» пространства. Таким образом, короткое наблюдение современной антенны дает больше данных чем десятилетия всех предыдущих наблюдений.

— А разве совсем недавно уже не находили гравитационные волны?

Да, в марте 2014 года появилась информация, что эксперимент BICEP2 такие волны нашел. Тогда речь шла не о прямой регистрации, а о наблюдении неоднородностей в поляризации реликтового излучения. Реликтовое излучение — это излучение, оставшееся от самой ранней эпохи существования Вселенной. Волны, которые ищут с помощью проекта, остались от Большого взрыва и их длина сравнима с размером Вселенной. Спустя некоторое время, однако, возникли сомнения в достоверности самого открытия. Оказалось, что авторы недостаточно учли влияние космической пыли, которая оказалась способна имитировать следы от гравитационных волн. В результате, статистическая значимость результата понижалась несколько раз, что, в конце концов закончилось статьей в Nature, отменившей по сути это открытие— Я что-то слышал про гравитационные волны в атмосфере Земли...Есть забавная терминологическая коллизия. В гидродинамике есть класс поверхностных волн, в которых сила, возвращающая колеблющуюся поверхность к состоянию равновесия, это просто сила тяжести. Такие волны в русскоязычной терминологии тоже называются гравитационными. Штука в том, что обычные волны на поверхности пруда — это и есть гравитационные волны в этой терминологии. Их найти труда не составляет.

— Если есть волна, она несет энергию. А что является квантом гравитационных волн?

В настоящее время квантовая теория гравитации не разработана. Хотя можно по аналогии с электромагнитной теорией ввести гипотетический квант гравитационного поля — гравитон, бозон без массы со спином 2. Пока попытки объединить квантовую теорию с общей теорией относительности наталкиваются на большие сложности. Есть сценарии, где гравитационные антенны могут помочь в продвижении к такому объединению.

— Как укладывается этот квант в стандартную модель? Или он не укладывается?

Он не укладывается, поскольку гравитация в ОТО описывается особым образом как кривизна пространства-времени, в котором действует стандартная модель. Для введения гравитона требуется квантовая теория гравитации, которая еще не создана.

— Вообще, какие теории совместимы, а какие несовместимы с существованием гравиволн?

В общем-то все признанные современные теории совместимы с существованием гравитационных волн. Если удастся в будущем найти какие-то расхождения с расчетами по ОТО (например в ультрарелятивистском случае, когда сливающиеся массы двигаются со скоростями близкими к скорости света) это может быть свидетельствами за или против новых теорий.

— Какие эксперименты ищут гравиволны? Как это делается?

Для поиска гравитационных волн есть несколько подходов (приведем их в порядке роста длин волн/уменьшения частот).

1. Резонансные детекторы на болванках — выше их уже упоминали. Это исторически первый тип антенн, предложенный Джо Вебером. Это, например, проекты AURIGA, MiniGRAIL

2. Лазерные интерферометрические антенны — LIGO, Virgo, GEO600, KARGA

3. Космические интерферометрические антенны — проект LISA (в прошлом году был запущен тестовый спутник для этого проекта). Это поиск гораздо более длинноволновых гравитационных волн, чем в проекте LIGO.

4. Долговременное слежение за пульсарами во Вселенной. Пульсары представляют собой очень точные космические «часы». Гравитационные волны от слияния гигантских черных дыр, — вроде тех, что находятся в ядрах галактик, — должны приводит к изменениям хода пульсарных часов. Даже когда частоты обращения еще малы. Заметить эти изменения можно сравнивая разные пульсары между собой. В прошлом году были опубликованы первые отрицательные результаты такого эксперимента. Они говорят о том, что сейчас (а точнее миллиарды лет назад с учетом космологических расстояний) столкновения таких сверхмассивных черных дыр нигде не происходят. Либо мы просто еще не понимаем чего-то важного.

5.Проект BICEP, который занимается поиском первичных гравитационных волн в поляризации реликтового излучения. О результатах этих наблюдений уже говорилось выше.

Андрей Коняев

nplus1.ru

В поисках гравитационных волн: Проект ЛИГО ≪ ∀ x, y, z

В списке наиболее важных и интересных проблем современной физики и астрофизики, составленном академиком В. Л. Гинзбургом (см. «Наука и жизнь» №№ 11, 12, 1999 г.), под номером 22 фигурирует технически сложная задача – прием гравитационных волн, приходящих из космоса. Построенная для этой цели установка ЛИГО положила начало новому научному направлению – гравитационно-волновой астрономии.

Идея существования гравитационных волн восходит к работам Эйнштейна, точнее, к созданной им в 1916 году общей теории относительности (ОТО) – теории пространства и времени, объединившей эти два понятия. Общая теория относительности, по существу, – это теория гравитации, устанавливающая связь тяготения с геометрией пространства-времени. Геометрические свойства четырехмерного пространства-времени, как и обычного трехмерного пространства, целиком определяются находящейся в пространстве материей, которая создает гравитационное поле. Влияние гравитации на геометрию проявляется в том, что она искривляет пространство-время. Мы не можем представить себе это наглядно (как в случае двухмерного «пространства», скажем, листа бумаги, который легко представить себе и плоским и изогнутым), но можем описать математически.

Эйнштейн показал, что в поле тяготения пространство-время обладает кривизной. Слабой кривизне соответствует обычная ньютоновская гравитация, управляющая Солнечной системой. Но в мощных гравитационных полях, создаваемых массивными космическими объектами, пространство-время искривлено очень сильно. А если такой объект совершает колебательное или вращательное движение, кривизна меняется. Распространение этих изменений (возмущений) в пространстве рождает «волны кривизны», которые и получили название гравитационных волн (см. «Наука и жизнь» № 11, 1969 г.; № 1, 1972 г.; № 8, 1989 г.). И подобно тому, как электромагнитная волна с квантово-механической точки зрения представляет собой поток фотонов, кванование волны гравитационной приводит к понятию гравитона – частицы с нулевой массой покоя.

Излучение колеблющимися массами гравитационных волн очень напоминает излучение электромагнитных волн колеблющимися электрическими зарядами. Согласно ОТО, гравитационные волны имеют такую же скорость, как электромагнитные волны, и тоже переносят энергию. Они вызывают движение (смещение) тел, встречающихся на их пути, но ожидаемый эффект настолько мал, что до сих пор не обнаружен. Еще в 1916 году Эйнштейн вычислил мощность гравитационного излучения вращающегося стержня длиной 1 метр. Если даже раскрутить его до такой скорости, что центробежная сила достигнет предела прочности материала на разрыв, мощность излучения окажется равной всего-навсего 10 – 37 Вт, что зарегистрировать невозможно.

Это делает совершенно нереальным обнаружение гравитационных волн от каких-либо «земных» источников – нужны гигантские массы и столь огромные мощности для приведения их в движение, что эта задача технически невыполнима.

Ситуация становится более благоприятной, если в качестве источников гравитационных волн использовать космические объекты, в которых необходимые требования – колоссальные массы и огромные скорости вращения – обеспечены, так сказать, самой природой. Из них наиболее подходят двойные звезды, вращающиеся вокруг общего центра масс, и пульсары – вращающиеся нейтронные звезды. Энергия гравитационного излучения этих источников огромна. Но и здесь, к сожалению, нет оснований для слишком оптимистических надежд, ибо эти источники находятся на громадных расстояниях от Земли (десятки световых лет), и к нам приходит ничтожная часть их гравитационного излучения.

Например, мощность гравитационного излучения двойной звезды йота Волопаса, находящейся на расстоянии 40 световых лет от Земли и состоящей из двух звезд массами 1,35 и 0,68 массы Солнца, согласно расчетам, составляет 2 ·10 23 Вт. Земли же достигает поток излучения плотностью 10 – 17 Вт / см 2, а от всех двойных звезд нашей Галактики приходит не намного больше – 10 – 14 Вт / см 2 гравитационной энергии. Частота этого излучения лежит в диапазоне нескольких десятков герц.

Другой пример – излучение знаменитого пульсара PSR 0531 в Крабовидной туманности. Если даже предположить, что он излучает гравитационные волны мощностью порядка 10 31 Вт (оценка, как полагают, явно завышенная), то и тогда плотность потока на Земле из-за гигантского расстояния до источника (5500 световых лет) составила бы всего 3 ·10 – 14 Вт / см 2. Чувствительность же гравитационных детекторов до сих пор ограничивается величиной 10 – 1 – 10 – 3 Вт / см 2, т. е. по крайней мере на 11 порядков меньше, чем нужно.

Однако кроме периодического гравитационного излучения от двойных звезд и пульсаров могут наблюдаться очень мощные всплески (импульсы) излучения при различных космических катаклизмах, вроде вспышек сверхновых, приводящих к образованию нейтронных звезд или черных дыр, или при их столкновениях друг с другом. Поток гравитационного излучения, возникающего при вспышке сверхновой, примерно в 10 15 раз больше, чем поток от ближайшей двойной звезды. Появляется реальная возможность зарегистрировать такое излучение, но трудность состоит в том, что заранее неизвестно, когда и откуда придет всплеск. А в нашей Галактике сверхновые вспыхивают далеко не часто: в среднем один раз за 30 лет. Поэтому следует рассчитывать на прием излучения и от других галактик: сфера радиусом около 10 миллионов световых лет содержит примерно 300 галактик, и можно ожидать, что импульсы гравитационного излучения с плотностью потока 10 – 3 Вт / см 2 будут приходить несколько раз в год. Но и эта величина находится на пределе чувствительности, и детектировать такие всплески гравитационных волн чрезвычайно трудно.

Первый эксперимент такого рода был осуществлен Д. Вебером (США) в 1969 году. Его гравитационный детектор состоял из двух разнесенных на 1000 километров алюминиевых цилиндров длиной по 1,5 м, диаметром 60 см и весом полторы тонны, подвешенных на тонких нитях в вакуумной камере. Пьезоэлектрические датчики, приклеенные к цилиндрам, преобразовывали их колебания, вызванные гравитационной волной, в электрические сигналы. Они свидетельствовали о регистрации волн довольно большой мощности. Однако результаты экспериментов Вебера вскоре были поставлены под сомнение, так как приводили к некоторым абсурдным заключениям, не согласующимся с известными фактами, например к непомерно большим потерям массы в ядре Галактики. Впоследствии эти сомнения перешли в уверенность: было доказано, что гравитационное излучение мощностью, отвечающей наблюдениям Вебера, из космоса не приходит. После этого было предложено довольно много методов обнаружения гравитационных волн и схем гравитационных детекторов: с использованием ротационных антенн – вращающихся «гантелей» (В. Б. Брагинский и др.), спутников, лазеров, сверхпроводящих магнитометров и лазерных интерферометров.

К 1992 году в США был подготовлен грандиозный проект по созданию обсерватории для поиска гравитационных волн с использованием лазерных интерферометров – ЛИГО (LIGO – Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) общей стоимостью более двухсот миллионов долларов. В его осуществлении приняли участие ученые и инженеры двух крупнейших научных центров США – Калифорнийского и Массачусетского технологических институтов, специалисты из промышленности, из Колорадского, Стэнфордского и Сиракузского университетов. Технология для ЛИГО разрабатывалась двадцать лет. За это время было построено и исследовано несколько вариантов лазерных интерферометров, изготовлено уникальное помехозащитное оборудование и отработан окончательный вариант всей системы, на которой планируется проводить обширные исследовательские программы.

Проект ЛИГО ставит своей целью экспериментально изучить проблему нелинейной гравитации, черных дыр и гравитонов, выведя ее из сферы теоретических построений, и подтвердить, что пульсации кривизны пространства-времени – гравитационные волны – существуют. ЛИГО может позволить исследователям сделать заключение о величине спина (собственного момента количества движения) гравитона. По разнице во времени прибытия электромагнитных и гравитационно-волновых всплесков от одного удаленного события гравитационная обсерватория позволит определить, одинаковы ли скорости этих волн. Если они приходят одновременно, гравитон, как и предсказывает теория, имеет нулевую массу покоя.

Особенность проекта ЛИГО – возможность использования нескольких интерферометров и создания таких оптических схем, в которых одна и та же пробная масса служит общей для двух или нескольких интерферометров.

Подробности для любознательных

В основу гравитационного детектора положена схема интерферометра Майкельсона (см. рисунок). Пучок света от источника направляется на полупрозрачную пластинку – светоделитель СД, расщепляющий пучок на два луча 1 и 2, которые приходят к зеркалам М1 и М2. После отражения они вновь возвращаются к светоделителю, который повторно делит каждый из них на две части. Отраженная часть пучка 1 возвращается к источнику, а прошедшая – поступает на фотоприемник; прошедшая часть пучка 2, наоборот, возвращается к источнику, а отраженная – поступает на приемник. Таким образом, на приемнике совмещаются (как говорят, рекомбинируют) два пучка, прошедшие различные расстояния (до зеркал М1 и М2 и обратно). В плоскости фотоприемника возникает интерференционная картина, вид которой зависит от степени параллельности совмещенных пучков. Если пучки строго параллельны, картина имеет вид одного светлого или темного пятна (в зависимости от разности хода пучков). При небольшом угле между пучками (более реальный случай) картина представляет собой систему светлых и темных полос: в тех местах, для которых разность хода оказывается равной четному числу полуволн света (фазы колебаний в пучках совпадают), волны усиливают одна другую, и образуется светлая полоса, а там, где разность хода равна нечетному числу полуволн (фазы отличаются на 180°), пучки «гасят» друг друга, и образуется темная полоса. Если одно из зеркал перемещать вдоль луча света, разность хода начнет изменяться, а вся система интерференционных полос – двигаться в плоскости приемника. Ограничив «поле зрения» приемника диафрагмой шириной немного менее одной полосы, получим, что при перемещении зеркала на приемник поступит то светлая, то темная полоса, т. е. станет периодически меняться интенсивность света от максимума до минимума, а на выходе фотоприемника появится синусоидальный электрический сигнал. Максимумы или минимумы сигнала будут повторяться при изменении разности хода на длину волны света λ, т. е. при перемещении зеркала на λ/2.

В гравитационном детекторе используется интерферометр Майкельсона с четырьмя пробными массами, подвешенными вблизи начала и в конце каждого из двух плеч интерферометра. Расстояния L1 и L2 между пробными массами в обоих плечах почти одинаковы (L1 ≈ L2 = L). Пробные массы могут свободно двигаться в горизонтальной плоскости. Гравитационная волна, падающая перпендикулярно плоскости интерферометра, смещает массы, растягивая одно плечо, сжимая другое и изменяя, таким образом, разность длин плеч (разность хода пучков) ΔL = L1 – L2. В общем случае будет наблюдаться изменение относительной разности длин плеч: L(t) / L = h(t). Величину h(t) можно назвать гравитационно-волновым смещением. Относительное движение пробных масс, вызываемое волной, пропорционально расстоянию между ними, и это весьма важное обстоятельство использовано в интерферометре – длина его плеч составляет 4 км. Лазерный интерферометр отслеживает изменение длин плеч L и, таким образом, измеряет гравитационно-волновое смещение h(t).

Схема интерферометра Майкельсона. Светоделительная пластинка СД делит лазерный луч на два пучка, которые проходят по путям 1 и 2 разной длины, отражаются от зеркал, пластинки и, складываясь на фотоприемнике, образуют интерференционную картину.

В оптической схеме интерферометра использован стабилизированный до 10 – 7 по частоте и интенсивности излучения лазер на иттрий-алюминиевом гранате, генерирующий на длине волны 1,06 мкм (этот свет лежит в ближней инфракрасной области спектра и невидим глазом). Выходная мощность излучения лазера – 6 Вт. Важный элемент интерферометра – расположенное после лазера зеркало, пропускающее только 3 % падающего на него света. Входные зеркала отражают 97 % света, и, следовательно, это зеркало образует с каждым из входных зеркал так называемые рециркуляторы длиной 20 м, в которых свет постоянно циркулирует, при каждом проходе отдавая в плечи интерферометра лишь 3 % энергии. Вследствие этого в рециркуляторах будет накапливаться световая энергия, и мощность находящегося в них излучения увеличится до 100 Вт. С излучением, прошедшим интерферометр, такая же картина: свет циркулирует между входным и концевым зеркалами.

Оптическая схема интерферометра ЛИГО позволяет накапливать световую энергию между зеркалами, а большая длина его плеч дает возможность обнаружить смещения пробных масс на величину 10 – 20, то есть на 0,5 мкм.

Концевое зеркало отражает практически 100 %, а входное – 97 %, поэтому после каждого двойного прохода длины резонатора только 3 % будет выводиться из него к светоделителю, и при длине плеч 4 км в них накопится мощность излучения уже 4 кВт. Число проходов света в резонаторах может достигать 400. По оценке авторов проекта, минимально обнаруживаемое смещение hmin должно составлять величину порядка 10 – 20, что соответствует удлинению плеча на полмикрона. Этого достаточно для обнаружения гравитационных волн.

Все оптические элементы – зеркала и светоделитель – исключительно высокого качества, делались по специальным заказам. Поверхности зеркал отшлифованы с точностью до 1/1300 длины волны света, показатель их поглощения a = 0,001 %. Диаметр зеркал – 25 см, толщина – 10 см, их слабосферические поверхности имеют радиусы кривизны от 7,4 до 14,9 км. Светоделителем служит плоскопараллельная пластина толщиной 4 см.

Каждое плечо интерферометра заключено в вакуумированную трубу диаметром 1,2 м, а пробные массы порядка 100 кг подвешены на стальных струнах в вакуумных камерах. Предусмотрены все меры для того, чтобы изолировать их от воздействия всевозможных помех. Вакуумные камеры надежно изолированы от земли для устранения сейсмических шумов. Кроме специальных антисейсмических платформ применено сложное оборудование для предотвращения вибраций (в широком диапазоне частот) и тепловых деформаций.

Доктор технических наук А. Голубев«Наука и жизнь» № 5, 2000 г., стр. 6 – 9

forany.xyz

Гравитационные волны и новая эра астрономии

Физики из международного научного проекта Advanced LIGO (Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory) официально подтвердили экспериментальное обнаружение гравитационных волн. Оно было получено спустя 100 лет после их теоретического предсказания, сделанного Альбертом Эйнштейном в рамках Общей теории относительности. Благодаря этому открытию астрономы получили новый метод изучения редких космических феноменов.

Согласно ОТО, пара массивных объектов при движении вокруг общего центра масс постепенно теряет энергию, испуская гравитационные волны. Объекты двойной системы медленно сближаются миллионы и даже миллиарды лет. По мере сокращения расстояния между ними этот процесс ускоряется. На заключительном этапе своей эволюции двойная система в считанные минуты схлопывается с образованием общего сверхмассивного тела. При этом испускается колоссальное количество энергии-массы и возникают особенно мощные гравитационные волны, которые предположительно можно зарегистрировать на Земле.

Гравитационные волны при слиянии двойных звёзд (графика: MIT).

Наиболее мощными источниками гравитационных волн считаются двойные системы, состоящие из нейтронных звёзд, пульсаров или чёрных дыр в любом сочетании. На протяжении ста лет эти предположения были лишь красивой теорией, для подтверждения которой требовалось детектировать хотя бы одну волну, искривляющую саму ткань пространства.

Существование гравитационных волн косвенно подтверждалось в 1970-х и 1980-х американским физиком Джозефом Хотоном Тейлором младшим. Вместе с Расселом Хулсом он обнаружил в 1974 году двойную систему, состоящую из пульсара на орбите вокруг нейтронной звезды. Они вычислили, что орбита пульсара очень медленно уменьшается, после чего предположили, что это происходит из-за потери энергии в форме гравитационных волн. За открытие двойной системы с пульсаром и описание её эволюции они получили Нобелевскую премию по физике в 1993 году. Однако научному сообществу по-прежнему требовались более весомые доказательства.

Если вы читали о фильме «Интерстеллар», то наверняка знаете, что его сценарий частично основывается на расчётах Кипа Торна – астрофизика, специалиста в области теории гравитации и эксперта по ОТО. Он был награждён медалью Альберта Эйнштейна в 2009 году, когда закончил свою работу в Калтехе.

Именно этот человек оказал ключевое влияние на проект строительства лазерно-интерферометрических гравитационно-волновых обсерваторий (LIGO), который был предложен в 1968 году Рэйнером Вайсом, преподавателем физики в MIT. Благодаря поддержке Кипа Торна и Рональда Древера (коллеги Торна по Калтеху) проект начал развиваться в восьмидесятых годах и вскоре нашёл своих инвесторов.

Внутри LIGO на этапе конструкции (фото: MIT).

«В 1992 году было утверждено начальное финансирование LIGO. Проект потребовал самых больших инвестиций, которые мы когда-либо делали, – говорит астрофизик и директор NSF Франс Анна-Доминик Кордова. – Это был большой риск, но Национальный научный фонд понимает необходимость таких рисков. Мы поддерживаем фундаментальную науку и финансируем новаторов».

Спустя десять лет были построены две обсерватории и начались первые наблюдения. Долгое время гравитационные волны не удавалось обнаружить из-за их едва уловимого влияния. По расчётам волна средней мощности может искривить участок пространства километровых масштабов меньше чем на тысячную долю диаметра протона. Исследователи ждали астрономического события, которое породит особенно мощные гравитационные волны. Параллельно они совершенствовали оборудование, повышая чувствительность датчиков и систему их стабилизации. После очередного апгрейда в прошлом году детекторы LIGO стали способны фиксировать изменение относительной разницы длины плеч интерферометра в пределах 10-21 м.

Детекторы LIGO удалены друг от друга на 3002 километра. Они расположенных в Ливингстоне (штат Луизиана) и Хэнфорде (штат Вашингтон). Каждый из них содержит интерферометр Майкельсона внутри системы труб с глубоким вакуумом. В Ливингстоне установлен основной детектор. Его трубы L-образной формы диаметром 1,2 метра образуют плечи интерферометра длиной 4000 м. В Хэнфорде находится вспомогательный детектор вдвое меньшей длины. Каждое из плеч обоих интерферометров содержит дополнительные зеркала, благодаря которым формируется резонансная стоячая оптическая волна.

Схема двухлучевого интерферометра (изображение: MIT).

В проекте LIGO используется непрерывная оценка интерференционной картины. Луч лазера сначала расщепляется надвое полупрозрачным зеркалом. Затем оба луча отражаются каждый от своего дополнительного зеркала и попадают обратно на зеркало-делитель под одинаковыми углами, но с разных сторон. Два луча снова собираются в один и направляются в фотодетектор, расположенный перпендикулярно источнику.

Когда обсерватория находится в исходном состоянии, лазерные лучи после воссоединения гасят друг друга. Если любое из зеркал сместится хоть на доли световой волны, деструктивная интерференция исчезнет, а фотодетектор зафиксирует лазерный импульс. Благодаря такой схеме достигается оптическая регистрация сверхмалых сдвигов, которые способна вызвать мощная гравитационная волна.

Малейший сдвиг любого зеркала прекращает деструктивную интерференцию, и фотодетектор регистрирует свет (изображение: MIT).

14 сентября 2015 в 13:51 по московскому времени гравитационные волны были обнаружены на обоих детекторах LIGO. Сто пятьдесят дней потребовалось на анализ собранных данных и проверку результатов совместно со специалистами из аналогичного европейского проекта Virgo. В масштабном исследовании приняли участие более тысячи учёных из 90 университетов 15 стран. Россию в нём представляли Физический факультет МГУ и Институт прикладной физики РАН в Нижнем Новгороде.

Помимо едва уловимых гравитационных волн смещение зеркал в детекторе вызывают и более прозаичные эффекты, например – сейсмическая активность. Однако характер регистрируемого сигнала в этом случае будет другим. Весьма трудоёмким этапом эксперимента была математическая обработка результатов. Статистическая достоверность открытия на основном детекторе LIGO оценивается как 5,1 σ.

Детектор в Ливингстоне зафиксировал гравитационные волны на 7 мс раньше, чем детектор в Хэнфорде. На основании этого был сделан вывод, что их источник был расположен в Южной полусфере неба. Астрофизики пришли к заключению, что им стали две чёрные дыры в момент слияния. Такой сценарий эволюции двойной системы был предсказан теоретически, но никогда не наблюдался. Факт слияния подтверждает повышение частоты гравитационных волн за время их регистрации.

На основе полученных данных эксперты LIGO дали оценку параметров черных дыр, породивших гравитационные волны. Их масса составила 29 и 36 солнечных, а удаление от Земли в момент слияния – 1,3 миллиарда световых лет. При этом событии около трёх солнечных масс было преобразовано в гравитационные волны за считанные секунды. Их мощность на пике эмиссии превысила совокупный фон гравитационных волн в видимой части Вселенной в 50 раз.

«Наше наблюдение за гравитационными волнами выполняет амбициозную цель непосредственно обнаружить это неуловимое явление. Оно помогает нам лучше понять Вселенную и интеллектуальное наследие Эйнштейна на сотой годовщине Общей теории относительности», – говорит исполнительный директор Лаборатории LIGO Дэвид Х. Рейц (David H. Reitze).

Обсерватория LIGO (фото: caltech.edu).

Успех команды проекта LIGO подтверждает не только существование гравитационных волн и нашу возможность регистрировать их, но и позволяет создать новые инструменты для изучения невидимых в оптическом диапазоне массивных космических объектов. Строительство детекторов гравитационных волн может оказать такое же влияние на астрономию, как в своё время оказало появление радиотелескопов.

«Мы надеемся, что первая регистрация гравитационных волн ускорит конструкцию глобальной сети детекторов, которая позволит определять точное местоположение их источников и откроет новую эру астрономии», – говорит Дэвид Макклеллэнд (David McClelland), директор Центра Гравитационной Физики в австралийском Национальном университете.

www.computerra.ru

Проект ЛИГО // Голубев А. ≪ Scisne?

В списке наиболее важных и интересных проблем современной физики и астрофизики, составленном академиком В. Л. Гинзбургом (см. «Наука и жизнь» №№ 11, 12, 1999 г.* ), под номером 22 фигурирует технически сложная задача – прием гравитационных волн, приходящих из космоса. Построенная для этой цели установка ЛИГО положила начало новому научному направлению – гравитационно-волновой астрономии.

Эйнштейн показал, что в поле тяготения пространство-время обладает кривизной. Слабой кривизне соответствует обычная ньютоновская гравитация, управляющая Солнечной системой. Но в мощных гравитационных полях, создаваемых массивными космическими объектами, пространство-время искривлено очень сильно. А если такой объект совершает колебательное или вращательное движение, кривизна меняется. Распространение этих изменений (возмущений) в пространстве рождает «волны кривизны», которые и получили название гравитационных волн (см. «Наука и жизнь» № 11, 1969 г.; № 1, 1972 г.; № 8, 1989 г.). И подобно тому, как электромагнитная волна с квантово-механической точки зрения представляет собой поток фотонов, кванование волны гравитационной приводит к понятию гравитона – частицы с нулевой массой покоя.

Излучение колеблющимися массами гравитационных волн очень напоминает излучение электромагнитных волн колеблющимися электрическими зарядами. Согласно ОТО, гравитационные волны имеют такую же скорость, как электромагнитные волны, и тоже переносят энергию. Они вызывают движение (смещение) тел, встречающихся на их пути, но ожидаемый эффект настолько мал, что до сих пор не обнаружен. Еще в 1916 году Эйнштейн вычислил мощность гравитационного излучения вращающегося стержня длиной 1 метр. Если даже раскрутить его до такой скорости, что цетробежная сила достигнет предела прочности материала на разрыв, мощность излучения окажется равной всего-навсего 10 – 37 Вт, что зарегистрировать невозможно.

Например, мощность гравитационного излучения двойной звезды йота Волопаса, находящейся на расстоянии 40 световых лет от Земли и состоящей из двух звезд массами 1,35 и 0,68 массы Солнца, согласно расчетам, составляет 2 ·10 23 Вт. Земли же достигает поток излучения плотностью 10 – 17 Вт / см 2, а от всех двойных звезд нашей Галактики приходит не намного больше – 10 – 14 Вт / см 2 гравитационной энергии. Частота этого излучения лежит в диапазоне нескольких десятков герц.

Другой пример – излучение знаменитого пульсара PSR 0531 в Крабовидной туманности. Если даже предположить, что он излучает гравитационные волны мощностью порядка 10 31 Вт (оценка, как полагают, явно завышенная), то и тогда плотность потока на Земле из-за гигантского расстояния до источника (5500 световых лет) составила бы всего 3 ·10 – 14 Вт / см 2. Чувствительность же гравитационных детекторов до сих пор ограничивается величиной 10 – 1 –10 – 3 Вт / см 2, т. е. по крайней мере на 11 порядков меньше, чем нужно.

Однако кроме периодического гравитационного излучения от двойных звезд и пульсаров могут наблюдаться очень мощные всплески (импульсы) излучения при различных космических катаклизмах, вроде вспышек сверхновых, приводящих к образованию нейтронных звезд или черных дыр, или при их столкновениях друг с другом. Поток гравитационного излучения, возникающего при вспышке сверхновой, примерно в 10 15 раз больше, чем поток от ближайшей двойной звезды. Появляется реальная возможность зарегистрировать такое излучение, но трудность состоит в том, что заранее неизвестно, когда и откуда придет всплеск. А в нашей Галактике сверхновые вспыхивают далеко не часто: в среднем один раз за 30 лет. Поэтому следует рассчитывать на прием излучения и от других галактик: сфера радиусом около 10 миллионов световых лет содержит примерно 300 галактик, и можно ожидать, что импульсы гравитационного излучения с плотностью потока 10 – 3 Вт / см 2 будут приходить несколько раз в год. Но и эта величина находится на пределе чувствительности, и детектировать такие всплески гравитационных волн чрезвычайно трудно.

Первый эксперимент такого рода был осуществлен Д. Вебером (США) в 1969 году. Его гравитационный детектор состоял из двух разнесенных на 1000 километров алюминиевых цилиндров длиной по 1,5 м, диаметром 60 см и весом полторы тонны, подвешенных на тонких нитях в вакуумной камере. Пьезоэлектрические датчики, приклеенные к цилиндрам, преобразовывали их колебания, вызванные гравитационной волной, в электрические сигналы. Они свидетельствовали о регистрации волн довольно большой мощности. Однако результаты экспериментов Вебера вскоре были поставлены под сомнение, так как приводили к некоторым абсурдным заключениям, не согласующимся с известными фактами, например к непомерно большим потерям массы в ядре Галактики. Впоследствии эти сомнения перешли в уверенность: было доказано, что гравитационное излучение мощностью, отвечающей наблюдениям Вебера, из космоса не приходит. После этого было предложено довольно много методов обнаружения гравитационных волн и схем гравитационных детекторов: с использованием ротационных антенн – вращающихся «гантелей» (В. Б. Брагинский и др.), спутников, лазеров, сверхпроводящих магнитометров и лазерных интерферометров.

Проект ЛИГО ставит своей целью экспериментально изучить проблему нелинейной гравитации, черных дыр и гравитонов, выведя ее из сферы теоретических построений, и подтвердить, что пульсации кривизны пространства-времени – гравитационные волны – существуют. ЛИГО может позволить исследователям сделать заключение о величине спина (собственного момента количества движения) гравитона. По разнице во времени прибытия электромагнитных и гравитационно-волновых всплесков от одного удаленного события гравитационная обсерватория позволит определить, одинаковы ли скорости этих волн. Если они приходят одновременно, гравитон, как и предсказывает теория, имеет нулевую массу покоя.

* См. здесь: Подборка статей В. Л. Гинзбурга, приложение 10.5 (прим. вед. сайт http://razumru.ru).

Подробности для любознательных

Доктор технических наук А. Голубев«Наука и жизнь» № 5, 2000 г., стр. 6 – 9http://razumru.ru

scisne.net