Формально считается, что гравитационные волны теоретически предсказаны Эйнштейном как одно из следствий Общей теории относительности (ОТО). Но фактически мысль об их существовании напрашивается уже в Специальной теории относительности (СТО) — в результате отказа от ньютоновского принципа дальнодействия в гравитации и перехода к принципу конечной скорости взаимодействий. Гравитационное поле (поле сил притяжения), создаваемое некоторой массой, уже не может мгновенно образоваться во всем окружающем пространстве. На это должно уйти время, зависящее от скорости распространения гравитационного взаимодействия и расстояния до точки наблюдения. Иными словами, некая «гравитационная волна» должна принести информацию о появлении производящей поле массы в заданную точку наблюдения.

Что это за волна, какое будет поле? Ответы уже зависят от специфики конкретной теории, в частности ОТО [2][2]Бичак И., Руденко В.Н. Гравитационные волны в ОТО и проблема их обнаружения. М., 1987. Но принципиальный вывод о наличии гравитационных волн фактически содержится в любом более-менее корректном варианте релятивистской теории тяготения.

В ОТО гравитационные волны поперечные, и в плоскости, нормальной распространению волны, ее гравитационное поле порождает относительные ускорения попавших в него пробных частиц, описываемые картинкой «силовых линий» крестообразной (x) либо плюсообразной (+) формы (рис. 1).

Это отражает факт отсутствия отрицательного гравитационного заряда и отвечает двум возможным поляризациям плоской гравитационной волны; одна поляризация переходит в другую при повороте на 45° (что на квантовом языке соответствует «спину 2 для гравитона» в отличие от «спина 1 для фотона»). В остальном, кажется, волны как волны, — распространяющееся поле гравитации, — математически представленные функцией координат и времени.

Есть, однако, очень важная специфика гравитационного поля, которая формулируется как «принцип эквивалентности» (ПЭ) и представляет физический факт независимости динамической реакции пробного тела в гравитационном поле от величины его массы. Это на «школьном языке» описывается как принцип (если не закон) Галилея: на Земле все тела падают с одним и тем же ускорением. Есть и другие формулировки, но в конце концов ПЭ приводит к эквивалентности понятий гравитации и геометрии пространства. Действительно, все равно, что именно определяет траекторию пробной частицы: силы тяготения или (в их отсутствие) геометрическая структура пространства, по геодезическим линям которого только и могут перемещаться пробные частицы. При формальном описании динамики реального трехмерного мира как эволюции точки (мировой линии) в четырехмерном пространстве (четвертая координата — время) мы можем говорить о гравитационных волнах как о возмущениях геометрии четырехмерного мира или, что было вполне таинственно упомянуто выше, как о «волнах пространства-времени».

Материя Вселенной через гравитацию формирует геометрию Мира, меняющуюся с временной шкалой в миллиарды и десятки миллиардов лет. На этом квазистатическом «сглаженном фоне» «живет» стохастическая высокочастотная «рябь геометрии» — гравитационные волны, порождаемые локальными катаклизмами материи и информационно связывающие различные мировые точки. Сверхзадачей для астрофизики нашего века стало сначала научиться перехватывать эту информацию, а затем умудриться ее расшифровать.

Что же такое «амплитуда гравитационной волны», производящей «возмущение пространства-времени»? В безразмерной форме она должна представляться меняющимся во времени (осциллирующим для гармонической волны) полем относительных смещений, иначе — деформаций h, или на языке дифференциальной геометрии — динамических «вариаций метрики пространства», в которое как бы погружен детектор. Энергия волны, которая при этом тратится на возбуждение (раскачку) детектора, должна быть пропорциональна квадрату метрических вариаций и некоторой «эффективной площади приема» — характеристики детектора [2][2]Бичак И., Руденко В.Н. Гравитационные волны в ОТО и проблема их обнаружения. М., 1987. При пересчете в обратном направлении к источнику, рассматриваемому как изотропный сферический излучатель, удельная энергия должна быть умножена на 4πr², где r есть расстояние до источника. Естественно, источник не может выдать энергии больше, чем его энергия покоя Мс² (M — масса, с — скорость света), скорее, в излучение уйдет какая-то доля. Какая именно, зависит от конкретного динамического процесса или «катаклизма», испытываемого источником.

Составить представление об амплитуде астрофизических гравитационных волн по порядку величины можно уже из геометрических соображений. Закон тяготения Ньютона определяет гравитационный потенциал ϕ (гравитационную энергию) на поверхности сферического тела массы М и радиуса R как ϕ = GM/R. Отношение собственной гравитационной энергии тела Мϕ к его энергии покоя дает безразмерный параметр «слабости поля» ϕ/c² = GM/Rc² ~ r_g/R ≤ 1, где G — гравитационная постоянная Ньютона, а r_g — так называемый гравитационный радиус массы М (фактически это величина массы, выраженная в единицах G/c²).

При таком описании ясно, что большей гравитационной энергией будут обладать источники с радиусом порядка гравитационного R ≈ r_g. Такие объекты в астрофизике называются релятивистскими или сверхплотными звездами. Обычные звезды — это объекты со слабым полем: например, Солнце имеет r_g ~ 3 км и r_g/R ~ 10^–6. В гравитационные волны значительную долю энергии могут трансформировать только релятивистские звезды [2][2]Бичак И., Руденко В.Н. Гравитационные волны в ОТО и проблема их обнаружения. М., 1987. Чтобы излучение было мощным, эта энергия должна высвободиться за кратчайшее время. Соответствующая длительность импульсного динамического процесса, катаклизма, не может быть короче, чем R/c ≈ r_g/c. Для сверхплотного объекта солнечной массы такие времена составляют порядка 10^–3 – 10^–4 с; при этом процесс идет со скоростями, близкими к световой. Таким образом, эффективный гравитационный излучатель должен быть полностью релятивистским, т. е. не только по величине гравитационного поля, но также и по быстроте динамики катаклизма. Говоря простыми словами, это взрывные процессы сверхплотных звезд.

Вернемся к оценке амплитуды гравитационной волны, возбуждающей наземный детектор. Величина деформаций, «искривляющих пространство» на поверхности источника, h₀ ~ r_g/R. Распространяясь от источника, волна теряет амплитуду обратно пропорционально пройденному расстоянию. Отсюда ожидаемая амплитуда на поверхности Земли будет h ~ (r_g/R)·(r_g/r). Для нейтронной звезды (r_g/R ~ 0.1), образовавшейся в центре нашей Галактики (r ~ 10 кпк) в результате взрыва сверхновой, получается оценка амплитуды гравитационно-волнового всплеска h ~ 10^–18. Такого порядка будет относительное изменение расстояния (h = Δl/l) между двумя свободными пробными частицами, индуцированное подобным всплеском. Если источник расположен дальше, например в скоплении галактик Вирго (r ~ 15 Мпк), ожидаемые амплитуды редуцируют к границе 10^–21 и меньше. Итак, «геометрический эффект», производимый гравитационными волнами, оказывается ничтожно малым. Возможность регистрации такого эффекта требует специального исследования.

В этих условиях, казалось бы, надо рассчитывать на близкие источники. К сожалению, релятивистские звезды, да еще и в момент катастроф, появляются не слишком часто. Событие типа вспышки сверхновой имеет вероятность 10^–2 для одной галактики в течение года. Однако не каждая сверхновая рождает нейтронную звезду, излучающую гравитационно-волновой всплеск. Такой «надежный излучатель», как катастрофа слияния сверхплотных компонент релятивистской двойной звезды в конце ее «орбитальной» жизни» (~10⁸ лет), в самом оптимистическом варианте имеет вероятность 10^–4 на галактику в год. Чтобы набрать приемлемую «частость» событий (темп появления гравитационно-волновых сигналов), надо рассматривать большой объем Вселенной, зоны с максимальной плотностью галактик, звездных скоплений и др.

Простые оценки показывают, что при ориентации на гравитационно-волновую амплитуду в 10^–21 и приемлемую частость ~10 шт./год зона наблюдения имеет радиус ~10 – 20 Мпк, т.е. включает кластер Вирго. Кроме «сверхновых» и «слияния релятивистских двойных» еще одним мощным импульсным источником могут быть «коллапсары», т.е. катастрофы типа сжатия в черную дыру звезд, превысивших критическую массу. Однако и для таких событий сохраняется приведенная выше оценка главных параметров гравитационно-волнового сигнала — его амплитуды и частости появления.

Перейдем к детекторам. Пионером гравитационно-волнового эксперимента стал Дж. Вебер, профессор Мэрилендского университета (США). Он создал первый гравитационный детектор, который теперь можно видеть в одном из залов Смитсоновского музея в Вашингтоне. Упрощенно, это алюминиевая цилиндрическая болванка массой m = 1.2 т и длиной l = 1.5 м (рис. 2). Вебер резонно полагал, что поле относительных ускорений, переносимых гравитационным излучением, должно вызвать акустические волны в теле детектора, резонансно усиленные по амплитуде при соответствующем совпадении частот. Для регистрации акустических вибраций детектора использовались пъезодатчики, приклеенные на его цилиндрической поверхности. Веберу удалось довести чувствительность до уровня собственных тепловых («броуновских») шумов детектора, т.е. регистрировать колебания с амплитудой Δх, энергия которых была порядка тепловой kТ: mω²(Δх)² ≈ kТ. При комнатной температуре на резонансной частоте детектора ω = 10⁴ рад/с получим амплитуду Δх ~ 10^–14 см и, соответственно, деформацию h = Δх/l ~ 10^–16. Это на два порядка грубее, чем теоретически требуется для регистрации излучения от источника в центре Галактики. Тем не менее Вебер провел в 1968 – 1972 г. серию наблюдений на паре пространственно разнесенных детекторов (Чикаго — Мэриленд), пытаясь выделить случаи их одновременного срабатывания, т.е. «совпадений». Вот этот прием — поиск совпадений (фактически заимствованный из экспериментов в ядерной физике) — и сегодня остается практически единственной методикой, позволяющей отличить эффект глобального воздействия на детекторы от их разнообразных локальных возмущений (которые суть следствие неидеальной изоляции детектора). Только совместные события могут быть кандидатами на гравитационные сигналы. Хотя Вебер отмечал наличие таких событий в своих наблюдениях, их статистическая значимость была воспринята критически. Более того, антенны, аналогичные веберовским, были построены в России, и в экспериментах, проведенных совместно сотрудниками МГУ (физический факультет) [3][3]Брагинский В.Б., Манукин А.Б., Попов Е.И. и др. Поиск гравитационного излучения внеземного происхождения // Письма в ЖЭТФ. 1972. Т.16. Вып.3. С.157–161. и РАН (Институт физики Земли) в 1972 – 1975 гг., результаты Вебера не нашли подтверждения. Однако старт гравитационно-волнового эксперимента состоялся!

Дальнейшее его развитие пошло в направлении увеличения чувствительности детекторов веберовского типа и разработки новых детекторов — лазерных гравитационных интерферометров «на свободных массах». Основной вклад в развитие твердотельных детекторов внесли итальянские ученые под руководством профессора Римского университета Г. Пицелла. С помощью развитой ими техники глубокого охлаждения больших пробных масс они смогли построить три криогенных детектора (акустических резонатора) с массами 2.3 т, охлажденными до температуры 2 К. Спектральная плотность собственного деформационного шума этих детекторов падала до уровня ниже 10^–21 в частотной полосе 1 Гц. К сожалению, сама полоса приема таких резонансных антенн была узкой, в лучшем случае она достигала 20 – 30 Гц вокруг резонансной частоты ~1 кГц. Эти антенны («Explorer» в Женеве, «Nautilus» в Риме и «Auriga» в Падуе, рис. 3) проработали несколько лет в схеме совпадений, но зарегистрировать достоверные гравитационно-волновые сигналы из космоса им не удалось, хотя подозрительных кандидатов на такие сигналы было довольно много.

Надо сказать, что радиофизики в процессе своей работы над увеличением чувствительности гравитационных детекторов получили неожиданную моральную поддержку от астрофизиков. Последние, в результате длительного слежения за динамикой релятивистской двойной звезды PSR 1213+16 с пульсаром в качестве одного из компонентов, обнаружили перманентное сокращение ее орбитального периода. Скрупулезный анализ данных, накопленных за 25 лет, показал удивительно точное совпадение наблюдаемой динамики изменения периода с теоретической кривой, рассчитанной с учетом потерь энергии на гравитационное излучение. Требуемые для расчета массы компонент двойной были при этом определены экспериментально за счет измерения классических релятивистских эффектов (смещения периастра, гравитационной задержки радиосигналов и др.), величина которых в сильном гравитационном поле нейтронных звезд увеличивается на несколько порядков. Так было представлено косвенное доказательство реальности существования гравитационного излучения в природе. Авторы открытия, Дж. Тейлор и Р. Халс, получили Нобелевскую премию по физике 1993 г., а инженеры-исследователи, занятые разработкой и созданием гравитационных антенн, — новое вдохновение в их изнурительном труде по повышению чувствительности детекторов.

Идея антенны на свободных массах естественно приходит при внимательном взгляде на математическую запись «вариаций метрики» как относительных пространственных деформаций: h = Δl/l. Понятно, что малое значение h достигается двумя путями: требуется измерять очень малые изменения расстояния между двумя точками (места расположения пробных масс) или расстояние между этими точками должно быть большим; конечно, возможно и то, и другое сразу. Отсюда ясно, что надо делать протяженный детектор с эффективным масштабом в километры вместо метров (как у веберовского детектора). Но тогда он уже не может быть неким сплошным твердым телом. Это могут быть пробные массы, расстояние между которыми контролируется (измеряется) с помощью электромагнитных волн, например, лазерного излучения.

Использовать оптический интерферометер майкельсоновского типа в качестве детектора гравитационных волн впервые предложили советские ученые М. Е. Герценштейн и В. И. Пустовойт, опубликовав соответствующую статью в ЖЭТФ в 1962 г. [4][4]Герценштейн М.Е., Пустовойт В.И. О детектировании гравитационных волн малых частот // ЖЭТФ. 1962. Т.43. С.605–610. Они исходили из понимания, что взаимодействие гравитационной волны со светом как релятивистским объектом должно быть более эффективным, чем с пробным твердым телом, и описали это взаимодействие как эквивалентное «гравитационное» изменение оптического показателя преломления среды интерферометра. Затем американский профессор Р. Вайс дополнил эту схему идеями маятниковой подвески зеркал и увеличения эффективной длины плеч интерферометра за счет многократных отражений оптического луча от пробных масс-зеркал в каждом из плеч. Так, пробежав плечо в 3 км туда-обратно 100 раз, луч как бы соединит пробную пару с базой в 300 км. Если за время пробега луча знак гравитационного поля ускорений, переносимого волной, сохраняется, измеряемая величина деформации будет увеличена в 100 раз. Условие сохранения знака поля простое: эффективная длина плеч не может превышать половину длины гравитационной волны. Для частоты гравитационной волны 1 кГц этот масштаб как раз равен 300 км (говоря радиотехническим языком, антенна оказывается согласованной с принимаемым излучением).

Строительство таких интерферометров весьма дорогостоящее предприятие, было выполнено в последние годы в США (проект LIGO — Laser Interferometer Gravitational-Wave Ohservatory, рис. 4) и в Европе (итало-французский проект VIRGO — Very large InterferometeR Gravitational Ohservatory). К настоящему времени закончена их модернизация с целью увеличения чувствительности до значений 10^–22 – 10^–23 Гц^–1/2. Ключевое инженерное решение было найдено как комбинация двухплечевого интерферометра Майкельсона с оптическими резонаторами Фабри–Перо (рис. 5). Фактически каждое из простых зеркал в плечах «майкельсона» было заменено более сложным двойным зеркалом — эталоном Фабри–Перо (прибором с многократными отражениями, или многопроходным). Число проходов туда-обратно в нем описывается специальным параметром — резкостью F (от франц. finesse — точность), который приближенно связан с коэффициентом отражения зеркал F = 2(1 – R)^–1, т.е. при R = 0.98, число проходов F = 100 и т.д. Все элементы интерферометра: зеркала, делитель луча, а также источник оптической мощности (лазер), подвешиваются на специальных антисейсмических фильтрах (при этом характерная маятниковая частота подвесок оказывается порядка 1 Гц) и размещаются в трубах с высоким вакуумом. Получить интерференцию на подвесных зеркалах — задача непростая, и без специальных следящих систем тут не обойтись. Весь этот гигантский интерферометр опутан сложными электронными системами обратных связей, удерживающих зеркала в рабочей точке для реализации интерференции. Требуемая точность удержания — примерно одна миллионная часть интерференционной полосы микрометровой ширины!

Для частот, хотя бы на порядок превышающих маятниковую частоту подвесок, т. е. начиная с 10 Гц и выше, массы-зеркала могут считаться практически свободными. Их реакция на поле гравитационной волны не зависит от ее частоты и определяется только амплитудой метрических вариаций. Это означает, что интерферометрическая антенна есть широкополосный приемник в отличие от твердотельных резонансных детекторов. При взаимном относительном смещении масс-зеркал ее выходной сигнал появляется как возмущение стационарной интерференционной картины, т. е. как вариации освещенности, регистрируемые фотодиодом. Чувствительность определяется естественными шумами, среди которых главными будут тепловой шум подвесок, ограничивающий точность измерений на низких частотах (грубо, ниже 10 Гц), и оптический фотонный шум лазерной накачки. Последний в принципе частотно-равномерный, но из-за падения механооптического коэффициента передачи с повышением частоты гравитационного сигнала (выше 100 Гц) этот шум ослабляет чувствительность на высоких частотах. В итоге, хотя интерферометрическая антенна и широкополосная, ее зона наилучшего приема занимает конечную область спектра частот между десятками герц и несколькими килогерцами с минимумом спектральной шумовой амплитуды (максимальной чувствительностью) в районе 100 Гц. Этот минимум для модернизированных установок LIGO и VIRGO должен составить ~5·10^–23 Гц^–1/2. Установки LIGO на практике уже почти достигли этого уровня (рис. 6). На килогерцевых частотах шумовые характеристики существующих интерферометрических и резонансных твердотельных антенн близки к уровню ~10^–21 Гц^–1/2.

Прежде чем перейти к анализу заявления о первой регистрации гравитационно-волнового сигнала на антеннах LIGO, рассмотрим стратегию этой регистрации.

Перечислим основные научные программы, которые реализуются в многочисленных сеансах наблюдений на больших гравитационно-волновых интерферометрах. По-крупному их четыре: поиск гравитационно-волновых сигналов от сливающихся двойных релятивистских (сверхплотных) звезд; поиск сигналов от вспышек сверхновых звезд с образованием сверхплотного остатка; регистрация непрерывного почти монохроматического излучения от пульсаров (вращающихся нейтронных звезд) и регистрация стохастического гравитационно-волнового фона, отделившегося от первородной плазмы (праматерии Вселенной) в процессе Большого взрыва. Однако из всех четырех абсолютно надежен (гарантированно существует) только первый класс источников гравитационных волн.

Действительно, вспышка сверхновой может пройти и без образования коллапсирующего сверхплотного ядра в центре оболочки, расширяющейся в межзвездную среду. Более того, даже при наличии центрального коллапсара гравитационное излучение способно возникнуть только в случае несферического ядра с меняющимся квадрупольным моментом (~MR²). Предсказать и оценить последний параметр — меру несферичности коллапсара — практически невозможно. Примерно по той же причине не гарантировано гравитационное излучение вращающегося пульсара. Для меры его несферичности теория дает оценки в очень широком численном интервале (10^–5 – 10^–9). Что касается последнего источника — реликтового (космологического) гравитационно-волнового фона, — то его регистрация представляется наиболее сложной проблемой, поскольку сводится к задаче детектирования одного шума (реликтовых гравитационных волн) на фоне другого шума (собственных флуктуаций антенны и локальных негравитационных помех окружения). Единственный рецепт успеха такого детектирования — использовать различия в корреляционных свойствах сигнального (гравитационного) шума, общего для двух разнесенных детекторов, и независимых локальных шумов их окружения. Выполнение алгоритма корреляционного детектирования сильно осложнено также малой интенсивностью самого гравитационно-волнового фона.

Таким образом, надежным остается только первый пункт из программ гравитационно-волнового поиска — излучение сливающихся двойных сверхплотных звезд. Как говорил И. С. Шкловский, звезды рождаются, живут и умирают [5][5]Шкловский И.С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть. М., 1984. Сверхплотная двойная, в силу потери энергии на гравитационное излучение, крайне медленным темпом сближается за 10⁸ – 10⁹ лет до критического расстояния в несколько гравитационных радиусов, после чего уже стремительно (за доли секунды) сливается, образуя новый релятивистский объект, нестационарные колебания которого быстро затухают при переходе к равновесию. Иллюстрация процесса слияния с разбивкой по трем стадиям представлена на рис. 7, известном как диаграмма К. Торна. Именно такого типа гравитационно-волновой сигнал и был зарегистрирован антеннами LIGO.

«Зарегистрирован» — значит «принят двумя антеннами», причем принят так, что критерий совпадения оказался выполненным. Поясним подробнее, что за этим стоит. Мы уже отмечали, что совпадение сигналов двух пространственно сильно разнесенных антенн служит практически единственным доказательством того, что природа данных сигналов носит глобальный характер. Его источник должен находиться вне Земли — в космосе. Есть, конечно, вариант, что источник лежит где-то глубоко внутри нашей планеты — но тогда его воздействие должно регистрироваться геофизическими приборами — сейсмографами и гравиметрами.

Перейдем к критерию совпадений. На обеих антеннах сигнал должен значимо превзойти уровень шума, при этом примерно в одно и то же время. Слово «примерно» означает, что надо задать окно совпадений, т.е. величину допустимого временного сдвига (или точность совпадения), при котором оператор будет классифицировать сигнальные всплески как совпадающие. Конечно, это окно будет зависеть от характера шумового фона (шумовой статистики), маскирующего момент прихода сигнала случайным образом. Итак, сигналы на обеих антеннах должны превзойти шумовой уровень (порог) и сделать это одновременно, т.е. в окне совпадений. Данное правило называется критерием избыточной мощности. Но это еще не все. Надо убедиться, что совпадающие импульсы похожи по своей форме, ведь они порождены некоторым общим возбуждением. Чтобы оценить «похожесть», нужно из них образовать некоторую новую величину, так называемый коррелятор, для чего импульсы перемножаются и интегрируются (накапливаются) по времени на интервале их существования. Производная величина — коррелятор — также должна значимо превысить свой шумовой порог. Это правило называется критерием избыточной корреляции. Если оба критерия удовлетворяются, можно говорить о регистрации сигнала.

Кажется, сформулирован достаточно ясный алгоритм обнаружения. Более внимательный взгляд, однако, замечает еще одно усложняющее обстоятельство. Мы забыли указать центральную (несущую) частоту сигнала (форма, о которой мы упоминали выше, создается его огибающей). Действительно, лазерные интерферометрические антенны — широкополосные приемники, с частотным диапазоном от 10 Гц до 10 кГц. Нужно быть уверенным, что сигналы, которые мы испытывали на совпадения, принадлежат одинаковым частотным областям. Так возникает более изощренная методика, которая условно названа частотно-временным анализом. Полный частотный диапазон антенн разбивается на малые кусочки Δf_i. Сопряженные частотные зоны рассматриваются как самостоятельные гравитационные приемники, сигналы которых подвергаются временной обработке по критерию совпадений, описанному выше: выясняется, есть ли у них признаки совпадающих во времени возбуждений на интервалах (t_i, t_i + Δt). Конечно, следить за таким массивом приемников в координатах (f, t), отыскивая их совпадающие возбуждения в реальном масштабе времени, можно только с помощью компьютеров. Если обнаруживаются подозрительные зоны (ячейки) аномальных возбуждений, их начинают обрабатывать отдельно, восстанавливая форму сигнала с помощью специальных фильтрационных алгоритмов.

Интерферометры LIGO — пара четырехкилометровых установок вблизи Сиэтла (Хэнфорд, северо-запад США) и Нового Орлеана (Ливингстон, юг США) с расстоянием 2300 км между ними — были созданы и запущены в режим наблюдений в 2006 г. (чему предшествовала огромная подготовительная работа). К 2010 г. было накоплено около двух лет непрерывных наблюдений, после чего началась модернизация установок. Гравитационно-волновых сигналов Вселенной обнаружено не было, но были указаны новые, экспериментально установленные, верхние границы на их возможную интенсивность. Интересно упомянуть одно из утверждений: «Короткие всплески гравитационно-волнового излучения (доли секунд) можно ожидать на установках LIGO не более одного-двух раз в год с достоверностью 90% на уровне спектральной плотности h ~ (6·10^–22 – 2·10^–21) Гц^–1/2». Если кратко, секундный всплеск амплитуды h ~ 10^–21 был бы надежно зарегистрирован.

Модернизация интерферометров LIGO закончилась к лету 2015 г. (аналогичный процесс с VIRGO несколько задержался), и они были поставлены в режим испытаний с целью выхода на уровень новой, в 5 раз более высокой чувствительности к 2018 г. До модернизации радиус зоны охвата достижимых источников составлял ~20 Mпк, а после — увеличился в 10 раз, до 200 Мпк (это уже космологический масштаб, с которого Вселенная может рассматриваться как «однородно заполненная материей»).

Итак, пробная серия (запуск) установок LIGO стартовала в конце августа 2015 г., и 14 сентября был принят этот первый сигнал («вдруг и сенсационно», несмотря на все ожидания). Заслуживает уважения сдержанность и научный подход коллектива LIGO, который объявил об этом только спустя 4 месяца, 10 февраля, после скрупулезного анализа события во всех аспектах этого феномена, что выразилось в срочной публикации [1][1]Abbott B.P., Abbott R., Abbott T.D. et al. Observation of gravitational waves from binary black hole merger // Phys. Rev. Lett. 2016. V.116. 061 102.Doi:10.1103/PhysRevLett.116.061102 и еще шести 20-страничных статей в arXiv.org>astro-ph. Иллюстрация зарегистрированного сигнала, представленная в «Physical Review Letters», воспроизведена на рис. 8. Главное в следующем: а) форма сигнала очень похожа на сигнал от «сливающейся двойной»; б) форма очень хорошо совпадает с теоретическим расчетом, в котором использованы параметры масс и частот, взятые из эксперимента; в) эти параметры показывают, что сигнал порожден двойной с компонентами в виде черных дыр; г) сопоставление энергии принятого сигнала с теоретической оценкой интенсивности гравитационно-волнового излучения от такого типа источников показывает, что объект (излучатель) находился на расстоянии ~400 Мпк от Земли.

Как же это может быть, если антенны LIGO после модернизации должны были «дотягиваться» лишь до 200 Мпк? А дело в том, что все «надежные» оценки и расчеты были ориентированы на нейтронные звезды как реально существующие объекты Вселенной. Существование черных дыр, как известно, содержало в себе элемент гипотезы. Для черных дыр частость ожидаемых событий и, соответственно, их вероятность заметно возрастает (впервые это отметили ученые ГАИШ МГУ В. М. Липунов, К. А. Постнов и М. Е. Прохоров). Аргументация очень простая. «Чернодырная двойная» в силу большей массы произведет более интенсивное излучение, а значит, его можно будет принять на более далеком расстоянии. Расширение зоны охвата увеличивает число галактик, содержащих такие пары, весьма сильно — пропорционально кубу радиуса, и даже при очень малой вероятности события в одной галактике их интегральное число оказывается большим. Бóльшим, чем можно ожидать для слияний нейтронных двойных. Таким образом, априори можно было сказать, что интерферометры скорее зарегистрируют сигнал от слияния черных дыр, чем от слияния нейтронных звезд. Так и оказалось.

Интересно добавить, что данный сигнал был бы обнаружен и «старой парой» детекторов LIGO, поскольку его амплитуда относительно большая, h ~ 10^–21, и была бы «по зубам» старым интерферометрам. А вот криогенные резонансные детекторы «Nautilus» и «Auriga» его все равно «пропустили» в силу их более высокого, ~1 кГц, частотного диапазона. Ведь сигнал пришел на частоте ~100 Гц (45 – 175 Гц) — черные дыры высоких частот не производят! Здесь наглядно проявилось преимущество интерферометрических детекторов на свободных массах как широкополосных антенн. Ясно, что в дальнейшем надо «продвигать» будущие приемники в зону низких частот, хотя это и не очень просто.

Итак, произошло в высшей степени неординарное событие в науке. Зарегистрирован с большой достоверностью (вероятность «ложной тревоги» — случая — менее одной миллионной части) гравитационно-волновой всплеск, след космической катастрофы в глубинах Вселенной, на расстоянии ~10⁹ световых лет. При этом экспериментальные данные оказываются в замечательном согласии с предсказаниями и расчетами в рамках Общей теории относительности Эйнштейна (хочется «снять шляпу» перед человечеством — оно это предвидело, не пожалело усилий, и — так и оказалось!). Может, знаменательно и то, что это произошло спустя 100 лет после создания ОТО и предсказания гравитационных волн.

Если оценивать это событие по шкале фундаментальных открытий законов природы, то здесь таких два. Во-первых, получено первое прямое экспериментальное доказательство наличия гравитационного излучения (новой формы материи) и возможности его регистрации. Во-вторых, получено решительное доказательство существования черных дыр в природе как особой формы материи (предвидим, что научная общественность должна это оценить).

Означает ли все это, что стартует новая наука — гравитационно-волновая астрономия, которой будет доступна информация, запрятанная в самых удаленных и недоступных областях Вселенной, принимаемой как «конгломерат времени и пространства»? В принципе, да, но, вероятно, придется пройти еще очень длинную дорогу.

Оценки показывают, что было зарегистрировано весьма редкое событие (вероятность черных дыр с массами порядка 30 M_⊙ (*)(*)Солнечная масса — единица измерения, применяемая для выражения массы астрономического объекта;
M_⊙ = (1,98892 ± 0,00025) × 10³⁰ кг. сама по себе мала, а сливающейся двойной — тем более). Чтобы гравитационно-волновая информация поступала регулярно, требуется еще увеличить чувствительность детекторов. Следует идти к уровню h ~ 10^–24, причем на частотах в единицы герц и ниже. А этому условию только подземные и космические проекты могут удовлетворять. Человечество, однако, привыкло дерзать, невзирая на экономические и политические ограничения. Уже существуют международные проекты различной степени проработки, которые предусматривают развитие техники гравитационно-волнового эксперимента на пути создания подземных интерферометров с базой плеч в 10 и 20 км (Телескоп Эйнштейна), с криогенной техникой зеркал при мощности входной оптической накачки в 300 Вт («Voyager», «Cosmic Explorer»). Соответствующие планы сейчас формулируются со сроком до 2030 г. и финансированием, в несколько раз превышающем затраты на создание установок LIGO.

Какая научная программа может быть предъявлена в качестве аргументации разумности соответствующих затрат? Во многом ее формулировке будут способствовать результаты, которые удастся получить в ближайшие пару лет на детекторах LIGO и VIRGO. Однако схематически обозначить контуры такой программы можно уже сейчас.

Для физиков будет интересным, можно ли с помощью гравитационно-волновых экспериментов ответить на такие вопросы, как: является ли ОТО адекватной (корректной) теорией гравитации; соответствует ли экспериментальная природа гравитационных волн их свойствам в ОТО; соответствуют ли детектируемые по гравитационным волнам черные дыры их описанию в ОТО; есть ли горизонт событий у наблюдаемых черных дыр и т. д. Астрофизики не откажутся прояснить, какова природа гравитационного коллапса, связаны ли с ним реальные источники гамма-всплесков, какова внутренняя структура черных дыр (компактных объектов) и др. Наконец, космологи постараются получить информацию о том, как формируются массивные черные дыры в центрах галактик, что есть темная энергия, каковы начальные физические условия Большого взрыва…

Даже из этого грубого перечисления ясно, какие нетривиальные возможности скрываются за фактом освоения нового гравитационно-волнового канала астрофизической информации. Отсюда и величие события, которому мы стали свидетелями, — открыт последний известный человечеству вид излучения, который еще вчера не был доступен. («Счастлив, кто посетил сей мир в его минуты роковые», — Ф. И. Тютчев.)

Abbott B.P., Abbott R., Abbott T.D. et al. Observation of gravitational waves from binary black hole merger // Phys. Rev. Lett. 2016. V.116. 061 102.

Doi:10.1103/PhysRevLett.116.061102

Бичак И., Руденко В.Н. Гравитационные волны в ОТО и проблема их обнаружения. М., 1987.

Брагинский В.Б., Манукин А.Б., Попов Е.И. и др. Поиск гравитационного излучения внеземного происхождения // Письма в ЖЭТФ. 1972. Т.16. Вып.3. С.157–161.

Герценштейн М.Е., Пустовойт В.И. О детектировании гравитационных волн малых частот // ЖЭТФ. 1962. Т.43. С.605–610.

Шкловский И.С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть. М., 1984.