Сергей Попов - Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени - от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

На самом деле поиски гравитационных волн начались еще раньше, в 1960-х гг., когда Джозеф Вебер (Joseph Weber) начал строить первые детекторы – так называемые резонансные антенны. Гравитационная волна оказывает на тело или систему тел действие, соответствующее приливному. Если у нас есть, например, кусок металла, то под действием волны он начнет вибрировать, и на некоторой (резонансной) частоте это вызовет достаточно сильный эффект, который можно измерить (недостатком резонансных детекторов является то, что они имеют хорошую чувствительность лишь в узкой полосе вблизи резонансной частоты, обычно превосходящей 1 кГц). Вебер для этого применял пьезодатчики, его первый достаточно чувствительный детектор начал сбор данных в 1965 г., а с 1967 г. он неоднократно заявлял о регистрации сигналов. Впоследствии никто не смог воспроизвести этот результат, поэтому выводы Вебера считаются неверными, однако он положил начало активным поискам гравитационных волн.

Действие гравитационной волны на тело или систему тел является приливным.

Начиная с 1970-х гг. и до конца XX в. в строй было введено несколько десятков резонансных детекторов, в том числе и в СССР (в России). По мере развития технологии они становились все более сложными и чувствительными. Чтобы повысить чувствительность и избавиться от шумов в установке, последние большие детекторы такого типа, построенные в Италии, охлаждали до сверхнизких температур. Проводился совместный анализ данных нескольких детекторов, чтобы по совпадению сигналов выявить реальное событие. Если бы произошел мощный гравитационно-волновой всплеск (скажем, слияние нейтронных звезд в нашей Галактике или близкая сверхновая), то можно было надеяться уловить сигнал с помощью этих установок. Однако ученым не повезло, даже во время вспышки сверхновой SN 1987A в Большом Магеллановом Облаке не работал ни один ультракриогенный детектор. Эра таких установок завершилась с окончанием XX в., наступил черед других детекторов.

В 1960-е гг. была выдвинута идея использования для регистрации гравитационных волн лазерных интерферометров, подобных интерферометру Майкельсона. Принцип метода состоит в том, что гравитационная волна вызывает в установке прилив, при этом одно плечо интерферометра будет растягиваться, а другое – сжиматься (меняются расстояния между свободно подвешенными зеркалами, между которыми «бегают» лазерные лучи). Этот эффект приведет к изменению интерференционного сигнала на детекторе, и его можно зарегистрировать. Основная проблема состоит в том, что гравитация – самое слабое из четырех фундаментальных взаимодействий, а потому воздействие сигнала на детектор будет очень слабым. Мощность (светимость) гравитационно-волнового всплеска может приближаться к предельной величине, называемой планковской светимостью и выражаемой простым соотношением c5/G (где c – скорость света, а G – ньютоновская гравитационная постоянная), эта величина эквивалентна примерно 1026 светимостям Солнца. Однако, несмотря на столь колоссальную мощность, зарегистрировать гравитационно-волновой всплеск очень сложно: при размере интерферометра порядка нескольких километров изменение длин плеч составит лишь долю размера протона! Тем не менее проблему чувствительности удалось решить.

Современные чувствительные детекторы гравитационных волн являются лазерными интерферометрами.

На протяжении пары десятков лет разрабатывались технологии и создавались прототипы и установки небольшого размера, чувствительные к событиям на небольшом расстоянии от нас. Окончательной целью было создание интерферометров, рассчитанных на гарантированный результат. Используя астрофизические данные, можно вычислить темп слияния нейтронных звезд и черных дыр звездных масс. Соответственно, можно оценить расстояние от нас, ближе которого слияния происходят достаточно часто (скажем, чаще чем раз в месяц). Далее рассчитываются параметры установки, которая способна регистрировать сигнал с такого расстояния (для слияний нейтронных звезд это примерно 200 мегапарсек, а для черных дыр звездных масс оно еще больше – более миллиарда световых лет).

Было начато два проекта, рассчитанных на регистрацию таких сигналов: LIGO и Virgo. Американский проект LIGO включает две установки (для надежной регистрации необходимо, чтобы сигнал увидели хотя бы два детектора), построенные в разных концах США (на юго-востоке и северо-западе). Европейская Virgo установлена в Италии недалеко от Пизы.