Черные дыры и гравитационные волны

Гравитационные волны - это рябь на поверхности кривизны, на ткани пространства-времени, которая распространяется со скоростью света. Предусмотрены Альбертом Эйнштейном в общей теории относительности, они до сих пор непосредственно не обнаружены. Однако опосредованно они были идентифицированы в движении двойных пульсаров. Эти волны интенсивно излучают компактные и массивные астрофизические объекты, например, при столкновении черных дыр или нейтронных звезд, когда обычно нет электромагнитного излучения. Гравитационные волны значительно глубже, чем электромагнитные, проникают и есть меньше поглиннимы. Это - наиболее перспективное попытка сильного гравитационного поля, темной стороны Вселенной. Гравитационная волна растягивает и сжимает пространство. Если в ее поле есть две разведенные системы координат, то волна вызывает их относительный колебательное движение. В гравитационной волны возможны две поляризации. В первой волна течение полупериода сжимается по вертикали и растягивается по горизонтали, в течение следующего на-полупериода - наоборот. Вторая возможная поляризация сдвинута на 45 ° по отношению к первой. Во времени гравитационная волна - длинный или короткий волновой пакет. В его форме размещена информация об источнике.

 

Сегодня ведут поиски гравитационных волн длиной от размера Вселенной до нескольких метров, то есть - в диапазоне частот от 10-16 до 108 Гц, то есть частотный диапазон поисков перекрывает более 20 порядков. Хорошей чувствительности уже достигнуто или планируемо в интервале частот от 10 до 104 Гц или на длинах волн от 30 тыс. км до 30 км. На этот диапазон рассчитаны проекты LIGO и VIRGO. На более низкие частоты - от 0,1 до 0,0001 Гц гравитационного излучения (длины волн равны примерно расстоянию от Земли до Солнца) - нацелен проект LISA - лазерная космическая антенна, которая, надеюсь, будет запущена в недалеком будущем.

 

LIGO / VIRGO - это, по сути, сеть антенн достаточно высокочастотного диапазона. Она содержит две антенны LIGO - одна в Хэнфорде, другая в Ливингстоне (обе в США) и антенну VIRGO неподалеку Пизы (Италия). К сети прилегающих более скромные по размерам (и, соответственно, по ожидаемой чувствительностью) антенны в Японии (ТАМА) и в северной части Германии (GE0-600). Необходимо использовать всю информацию, регистрирующих эти антенны, то есть всю сеть, чтобы получить максимум сведений о свойствах гравитационных волн и их источников.

 

Для определения амплитуды натяжения в пространстве, обусловленной гравитационной волной, используем простую формулу: произведение гравитационной постоянной и начальной кинетической энергии (например, двух сходящихся компактных зрение) разделим на произведение расстояния до них и квадрата скорости света. Если сталкиваются две черные дыры кинетической энергии около me2 (m - масса Солнца), а расстояние от наземной антенны к месту столкновения составляет 1 млрд световых лет, то амплитуда натяжения пространства в антенны будет примерно 10-21. Это и есть проектируемая чувствительность на первом этапе осуществления проекта LIGO.

 

Собственно детектор антенны представляет собой четыре массивных зеркала, сделанные или из плавленого кварца или из сапфира и подвешенные на тонких кварцевых нитях длиной около 1 м. Все зеркала размещены в вакуумных камерах, соединенных вакуумными трубами. Расстояние между зеркалами в каждой паре 4 км. Когда гравитационная волна проходит, она сначала сдвигает одну пару зеркал и раздвигает другую, в следующий период - наоборот. Лазерный интерферометр регистрирует эти колебания.

 

Несколько цифр для иллюстрации: за 4 км между зеркалами и амплитуде волны 10-21 величина амплитуды относительных колебаний зеркал 4 10-16 см при оптимальной ориентации плеч антенны относительно источника. На прототипе LIGO, где расстояние между зеркалами составляло 40 м, после долгих лет работы такая чувствительность при регистрацию взаимных колебаний моделей зеркал уже достигнута. В LIGO при расстоянии между зеркалами 4 км чувствительность должна быть несколько лучше, чем в прототипе. На следующем этапе чувствительность должна быть повышенной: можно будет зарегистрировать амплитуду колебаний зеркал около 10-17 см.

 

Понятно, что достижение такой чувствительности - это очень серьезная технологическая задача, ведь величина амплитуды колебаний в 10 тыс. раз меньше размера атомного ядра. Потребовалось значительно усовершенствовать технологию высокочувствительных измерений, повысить стабильность лазеров, увеличить отражательную способность оптических зеркал, существенно развить квантовую теорию измерений и создать соответствующие технологии.

 

Первое, на что можно надеяться, - это выявление всплесков гравитационного излучения при спирального сближения или двух нейтронных звезд или черных дыр в последней стадии перед столкновением. На эту стадию приходится примерно 1000 или 10000 циклов (оборотов) по средней частоты около 100 Гц или несколько сотен герц. Антенны LIGO смогут зарегистрировать слияние нейтронных звезд на расстоянии 1 млрд световых лет от Земли. Частота ожидаемых событий - от двух раз в год (пессимистическая оценка) до одного в день (оптимистическая оценка). Слияние нейтронных звезд с черными дырами можно будет наблюдать с вдвое большего расстояния. Пессимистическая оценка - одно событие в год, оптимистичная - три всплески за день. А слияние черных дыр будет видно с расстояния 5 млрд световых лет (это близко к величине горизонта событий). Частота ожидаемых событий - от одного в месяц (пессимистическая оценка) до шести в день (оптимистическая оценка).

 

Когда всплеск гравитационного излучения будет зарегистрирован, можно будет измерить массу сходящихся компонентов, крутящий момент, направление, откуда пришло излучение, и расстояние до источника. Кроме того, по форме всплеска можно будет составить представление о множестве релятивистских гравитационных эффектов.