Тоньше протона

Во вторник были объявлены имена лауреатов Нобелевской премии по физике за 2017 год. Ими стали американские ученые Райнер Вайсс, Барри Бэриш и Кип Торн. Премия будет вручена 10 декабря с формулировкой: «За решающий вклад в детектор LIGO и за наблюдение гравитационных волн». Мы решили разобраться в том, как именно ученым удалось увидеть мельчайшие волны колебаний геометрии нашего пространства — невероятно точные измерения, проделанные физиками, позволили различить колебания размером в сотые доли радиуса протона.

Часто Нобелевские премии по физике вручаются за важные теоретические разработки — так было, например, в прошлом году, когда премию получили Костерлиц, Таулесс и Халдейн за разработку топологических фазовых переходов, или в 2013 году, когда премию получили Питер Хиггс и Франсуа Энглер — за механизм возникновения массы у элементарных частиц. В этом смысле нынешняя премия скорее инженерная. Райнер Вайсс, Барри Бэриш и Кип Торн получили престижную награду за создание детекторов LIGO, позволивших наконец найти гравитационные волны.

Чтобы проиллюстрировать сложность этой задачи, потребуется немного разобраться с тем, что же такое гравитационные волны. Согласно общей теории относительности, действие гравитации можно рассматривать как результат некоторой кривизны пространства — искаженной геометрии. Причем, чем массивнее тела, тем больше это искажение. Из уравнений ОТО можно показать, что если какое-то массивное тело двигается с ускорением, то эта кривизна начинает меняться во времени, возникают своеобразные волны, которые и называются гравитационными.

Гравитационные волны устроены таким образом, что они сжимают и растягивают объекты в перпендикулярных направлениях. То есть, например, если волна приходит вдоль оси цилиндра, то его сечение будет деформироваться в эллипс, вытянутый то вдоль вертикальной, то вдоль горизонтальной оси. Величина сжатия определяется массой источника гравитационных волн, а также расстоянием между детектором и источником. По оценкам физиков, ожидаемое сжатие для гравитационных волн, которые могут достигнуть Земли, составляет 10^-21 (величина порядка отношения шварцшильдовского радиуса черной дыры к расстоянию от нее до Земли). Для объекта длиной в километр величина деформации не превзойдет одной сотой радиуса протона или одной миллиардной длины волны видимого света. Альберт Эйнштейн считал, что обнаружить гравитационные волны попросту невозможно, они слишком малы.

Стоит заметить, что до 1950-х годов среди ученых (включая Эйнштейна) не было даже однозначного мнения о том, реальны ли гравитационные волны, или это просто артефакт общей теории относительности. Однако в 1957 году Ричард Фейнман показал с помощью простого мысленного эксперимента, что если ОТО справедлива, то гравитационные волны переносят энергию. В 1974 году Рассел Халс и Джозеф Тейлор обнаружили первое косвенное свидетельство существования волн — двойной пульсар с медленно затухавшим периодом излучения. Характер этого замедления хорошо согласовался с испусканием объектом гравитационных волн. За это ученые получили Нобелевскую премию по физике в 1993 году.

Первая попытка создания детектора гравитационных волн принадлежала Джозефу Веберу (Университет Мэриленда). В начале 60-х физик построил прибор, состоящий из огромного 1,5-тонного алюминиевого цилиндра и большого количества пьезоэлектрических сенсоров. Волна  должна была деформировать срез цилиндра, превращая его из круга в эллипс с некоторой частотой. Два таких прибора были подвешены в вакуумированных комнатах, находившихся на расстоянии 1000 километров друг от друга. Позднее физик обнаружил некоторую корреляцию между сигналами сенсоров и даже заявил об обнаружении гравитационных волн, но потом эти заявления были опровергнуты.

Детектору Вебера не хватало защиты от шумов и чувствительности. Прямое обнаружение гравитационных волн требовало детектор, который может измерить смещение порядка 10^-21. Схему такого прибора предложили в начале 60-х годов советские физики Михаил Герценштейн и Владислав Пустовойт. Он представляет собой интерферометр — в нем два луча света двигаются по разным оптическим путям (плечам), а потом снова объединяются. Благодаря волновой природе света пучки интерферируют между собой, иными словами, они могут взаимно усиливать друг друга, если их фазы колебаний совпадают, или наоборот взаимно «уничтожаться», складываясь в противофазе. Небольшое (даже по сравнению с длиной волны света) изменение длины плеча изменяет характер интерференции — меняется длина пути, который проходит свет, а с ним меняется и фаза волны. Тогда, например, если изначально длины путей были подобраны так, чтобы лучи взаимно уничтожали друг друга, абсолютное увеличение длины пути даже на доли нанометра нарушит это условие и результат интерференции будет ненулевым.

Первые прототипы таких интерферометров были построены несколькими годами позже Джозефом Вебером и, независимо, Райнером Вайссом — в MIT. Вайсс провел огромную работу по борьбе с различными источниками шумов в детекторе (микросейсмическая активность, тепловые шумы и так далее), благодаря чему единственным источником фона в приборе был дробовой шум, обусловленный квантовой природой света. Как позднее рассказывал в своей лекции Кип Торн, Вайсс написал тогда объемную работу, посвященную борьбе с шумами в гравитационных детекторах, но не опубликовал ее в рецензируемых журналах по причине того, что так и не зафиксировал искомых волн.

Несколько позже к работе над детекторами присоединились физики из Калифорнийского технологического института под руководством теоретика Кипа Торна. Ученые не только собрали прототип детектора, но и провели детальный анализ возможных источников гравитационных волн, что очень помогло в разработке будущего LIGO. В частности, была построена модель, предсказывающая частоту и мощность сигналов. Резонансная частота — важный параметр детектора, определяющий то, к каким гравитационным волнам он будет наиболее чувствителен.

Так как чувствительность обсерваторий напрямую зависит от длины их оптических плеч, стало ясно, что потребуются приборы огромных размеров. В основу потрясающей чувствительности LIGO легла любопытная инженерная идея, которая позволила сделать эффективную длину оптического плеча в сотни раз больше реальной. В обычном варианте интерферометра свет разбивался светоделителем на два перпендикулярных пучка, которые уходили в оптические плечи и отражались от зеркал, установленных в конце. Ученые предложили поместить в начале каждого плеча еще одно полупрозрачное зеркало, создав внутри интерферометра еще пару интерферометров. Это увеличило время курсирования пучка света в детекторе в 300 раз — а с ним и время взаимодействия света с гравиволнами. Фактически, это эквивалентно увеличению длины плеча в 300 раз (эффективная длина плеча LIGO, тем самым, превышает 1000 километров).

Первый такой интерферометр Майкельсона с дополнительными интерферометрами Фабри-Перо в плечах был построен Рональдом Древером. Позднее именно Древер возглавил первую рабочую группу LIGO в 1979 году. К сожалению, до вручения нынешней Нобелевской премии физик не дожил, он умер 7 марта 2017 года.

Строительство основного детектора началось лишь в 90-х годах, уже под руководством Барри Бэриша. Физик разбил работу на два основных этапа. Первый — создание многокилометровых вакуумных тоннелей и прототипа детектора (LIGO) с небольшой чувствительностью, для демонстрации необходимых технологий. Второй этап — выход на проектную чувствительность с усовершенствованной оптикой (aLIGO, advanced LIGO).

Современный LIGO представляет собой две гравитационные обсерватории, находящиеся на расстоянии 3000 километров друг от друга — на востоке и западе США. Каждая из них — интерферометр с двумя четырехкилометровыми вакуумированными плечами, соединяющимися в центральном зале, в котором располагается светоделитель. Источником света для LIGO служит стабилизированный инфракрасный лазер, усиливаемый до 700 ватт мощности.

Пучок лазера разбивается светоделителем на две части, расходящиеся по соответствующим плечам. В каждом из одинаковых плеч на тонких стеклянных нитях подвешены два 40-килограммовых полупрозрачных зеркала, от которых свет многократно отражается. Затем пучок снова попадает на светоделитель, где он объединяется и отправляется к фотодетекторам. Интерференционная картина, которую фиксирует детектор, показывает отклонения от идеально совпадающих длин оптических путей в плечах.

Когда гравитационная волна проходит через детектор, она вызывает специфические колебания длины плеч: когда одно плечо растягивается, другое сжимается и наоборот. Ученые сравнивают эти деформации с теоретическими моделями и определяют параметры источника сигнала. Именно так были определены массы черных дыр (29 и 36 солнечных масс), сигнал от столкновения которых пришел на Землю 14 сентября 2015 года.

На сегодняшний день LIGO и ее европейский партнер Virgo зафиксировали суммарно четыре гравитационных волны (1, 2, 3, 4). Потребность в большом количестве обсерваторий связана с тем, что только несколько независимых измерений позволяют определить направление на источник волн — по задержкам сигнала между детекторами (считается, что волны распространяются со световой скоростью).

В ближайшем будущем запланирован запуск сразу нескольких новых обсерваторий. Среди них японская KAGRA, пуск которой ожидается в 2018 году, и близнец обсерваторий LIGO — LIGO-India. Дальнейшие планы включают строительство наземной гравитационной обсерватории следующего поколения — Телескопа Эйнштейна. Ожидается, что он сможет услышать столкновения черных дыр, расположенных в десять раз дальше, чем предел чувствительности LIGO.

Другая амбициозная цель — запуск космической обсерватории LISA. Это три спутника, которые будут находиться на гелиоцентрической орбите, на расстоянии порядка миллиона километров друг от друга. Ее основным объектом исследования станут сверхмассивные черные дыры. Возможно, обсерватория отправится на орбиту уже в 2029 году.

Обсерватории LIGO тоже ждет обновление в ближайшие годы. Физики планируют значительно увеличить мощность лазерных пучков, курсирующих в установке, а также установить усовершенствованную схему для детектирования. Она будет основана на особых квантовых состояниях фотонов — так называемом «сжатом свете». Подробнее об этом можно прочитать в нашем материале «Точилка для квантового карандаша».