РЯБЬ
ГРАВИТАЦИОННЫЕ ВОЛНЫ: LIGO, VIRGO, KAGRA И LISA
Две чёрные дыры слились на расстоянии более миллиарда световых лет, и на пятую долю секунды пространство внутри двух зданий в Луизиане и штате Вашингтон растянулось и сжалось примерно на 10⁻²¹ своей длины. Девять глав и четыре прибора: уменьшите деформацию до доли протона, проиграйте «чирп» и извлеките из него массы, посмотрите, как орбита пульсара сокращается по теории Эйнштейна с точностью до 0,2 %, и узнайте, почему детектор с плечами в миллионы километров услышит совсем другое небо.
НАЧАТЬ — ГЛАВА 01 →Пространство, которое растягивается в одну сторону и сжимается в другую
В 1916 году, через год после завершения общей теории относительности, Эйнштейн обнаружил, что её уравнения допускают волны — рябь деформации самого пространства, бегущую со скоростью света и возникающую, когда меняется квадрупольный момент масс: например, у двух звёзд, кружащих друг вокруг друга, но не у сферы, которая пульсирует на месте [1]. Он считал их слишком слабыми для измерения, а до конференции в Чапел-Хилле в 1957 году физики спорили, реальны ли они вообще [1].
Проходящая волна меняет расстояния на долю h — относительную деформацию (безразмерную амплитуду волны): линейка длиной L удлиняется примерно на hL/2 в одном направлении, а перпендикулярная ей укорачивается на столько же. Детекторы LIGO сравнивают два плеча по 4 км, поэтому измеряемый сигнал — ΔL = hL [1]. В самый сильный момент первой зарегистрированной волны h = 1,0 × 10⁻²¹ [1]: каждое плечо сместилось примерно на ±0,002 фемтометра [2]. Подвигайте деформацию и смените длину плеча, чтобы понять, что это значит.
Деформация кольца преувеличена примерно в 10²⁰ раз, чтобы её вообще можно было увидеть; показана только поляризация «плюс». LIGO — 4 км [1]; Virgo — 3 км, около Пизы [4]; KAGRA — 3 км, в шахте Камиока, с сапфировыми зеркалами, охлаждёнными до 20 К [5]; LISA — 2,5 млн км между аппаратами [6].
Пятьдесят лет создания «уха» для пространства-времени
Поиски начались в 1960-х годах с резонансных брусков Джозефа Вебера — металлических цилиндров, которые должны были «зазвенеть» при прохождении волны [1]. В 1969 году он опубликовал статью «Свидетельства открытия гравитационного излучения» [7]; регистрации, выдержавшей проверку, пришлось ждать до 2015 года. Затем появились криогенные бруски, а потом лазерные интерферометры, впервые предложенные Михаилом Герценштейном и Владиславом Пустовойтом в 1962 году и снова в 1970-х; расчёт шумов, выполненный Райнером Вайссом в 1972 году, и идеи Рональда Древера по их улучшению привели к проекту LIGO 1989 года, который предложили Древер, Рааб, Торн, Фогт и Вайсс [1]. К началу 2000-х TAMA 300 в Японии, GEO 600 в Германии, LIGO в США и Virgo в Италии наблюдали вместе и с 2002 по 2011 год устанавливали верхние пределы [1].
Advanced LIGO — это интерферометр Майкельсона, доведённый до предела: 20 Вт лазерного света с длиной волны 1064 нм накапливаются до 700 Вт на светоделителе и примерно до 100 кВт в каждом 4-километровом плече, между зеркалами, подвешенными как маятники, которые изолируют их от колебаний грунта на частотах выше 10 Гц [1]. Выше примерно 150 Гц предел задаёт зернистость самого света — дробовой шум фотонов; наилучшая полоса — 100–300 Гц [1]. Райнер Вайсс, Барри Бэриш и Кип Торн разделили Нобелевскую премию по физике 2017 года «за решающий вклад в создание детектора LIGO и наблюдение гравитационных волн» [8].
Пятая доля секунды, которая взвесила две чёрные дыры
14 сентября 2015 года в 09:50:45 UTC оба детектора LIGO записали сигнал, частота которого поднялась с 35 до 250 Гц; в Ливингстон он пришёл на 6,9 мс раньше, чем в Хэнфорд [1]. За 0,2 с он примерно за 8 периодов вырос с 35 до 150 Гц, становясь всё громче, — «чирп» [1]. Отношение сигнал/шум составило 24, и ни одно фоновое событие в поисках с ним не сравнилось: частота ложных тревог ниже одной за 203 000 лет, что соответствует значимости выше 5,1σ [1].
Скорость нарастания тона почти целиком зависит от одной комбинации двух масс — чирп-массы. По частоте и скорости её изменения коллаборации LIGO и Virgo определили около 30 масс Солнца — значит, суммарная масса пары не меньше 70 солнечных, а чтобы обращаться 75 раз в секунду, они должны были находиться всего в ~350 км друг от друга: это чёрные дыры [1][9]. Полный анализ дал 36 и 29 масс Солнца, слившихся в одну дыру массой 62 [1]. Выберите чирп-массу и начальную частоту; кривая построена по формуле главного порядка и обрывается там, где орбита перестаёт быть устойчивой.
Предустановки: GW150914, 𝓜 ≈ 30 M☉ от 35 Гц [1]; GW170817 — пара нейтронных звёзд, 𝓜 = 1,1977 M☉ в системе детектора, около 100 с в полосе от 24 Гц [10]; в статье насчитано около 3000 циклов, модель главного порядка до последней устойчивой орбиты даёт около 3800. Звук — это собственная частота волны: гравитационные волны в этой полосе как раз звуковой частоты; воспроизводится не дольше 4 секунд и только по нажатию кнопки. 35–64 Гц у GW150914 слишком низко для динамиков телефона и большинства ноутбуков (ниже ~150 Гц они почти ничего не воспроизводят): лучше в наушниках или с кнопкой «на 4 октавы выше», которая умножает все частоты на 16.
Три Солнца, ушедшие в рябь, — и ничего не видно
Две чёрные дыры вместе весили около 65 масс Солнца, а оставшаяся — около 62. Разница, 3,0 ± 0,5 массы Солнца, ушла в гравитационные волны [1]. В пике слияние излучало 3,6 × 10⁴⁹ ватт — энергию 200 масс Солнца в секунду [1]. Чёрные дыры сами не светятся, поэтому всё это ушло в рябь пространства; на расстоянии 410 мегапарсек, около 1,3 млрд световых лет, она пришла к нам деформацией 10⁻²¹ [1].
В привычных единицах, с собственными данными Солнца — 1,9885 × 10³⁰ кг и 3,828 × 10²⁶ Вт [11], — числа ниже следуют из E = mc². Три массы Солнца — это во много раз больше энергии, чем Солнце выделит за всю жизнь, а в пике слияние превзошло Солнце примерно в 10²³ раз — в форме, которую не увидит ни один телескоп. С тех пор услышаны и более мощные слияния: GW190521, записанное в 2019 году, излучило около 7,6 массы Солнца [20].
Свидетельство, пришедшее на десятилетия раньше
В 1974 году Рассел Халс и Джозеф Тейлор с помощью 300-метрового радиотелескопа Аресибо нашли первый пульсар в двойной системе — PSR 1913+16: вращающуюся нейтронную звезду, которая тикает как часы, обращаясь вокруг другой нейтронной звезды каждые 7¾ часа; они разделили Нобелевскую премию по физике 1993 года [12]. Если пара теряет энергию на гравитационные волны, орбита должна сжиматься и ускоряться, а импульсы — приходить всё раньше, чем при неизменной орбите.
Вайсберг и Хуан обработали 9257 моментов прихода импульсов, накопленных за 35 лет [13]. Массы получаются 1,438 и 1,390 массы Солнца, орбита — e = 0,6171340 и Pb = 0,322997448918 сут; период сокращается на 2,398 × 10⁻¹² секунды за секунду (с поправкой на ускорение в Галактике) против 2,40263 × 10⁻¹² по общей теории относительности — отношение 0,9983 ± 0,0016, вычисленное по неокруглённым значениям [13]. Измените эксцентриситет, чтобы понять, почему эта орбита так сильно излучает, и пройдите по годам, чтобы увидеть, как накапливается сдвиг.
Кривая — предсказание общей теории относительности по массам и орбите из [13], отсчёт с 1975 года; измеренные точки Вайсберга и Хуана ложатся на неё (их рисунок 2), что и даёт отношение 0,9983. Их данные заканчиваются около 2013 года; дальше кривая — только предсказание. При изменении e массы и период B1913+16 не меняются.
Чем тяжелее пара, тем ниже голос
Самая высокая «нота» двойной системы перед слиянием обратно пропорциональна её массе: примерно 4,4 кГц, делённые на суммарную массу в массах Солнца [9]. Наземные детекторы слушают примерно от 10 Гц, где начинает работать маятниковая изоляция [1], и до килогерцевого диапазона — это диапазон чёрных дыр звёздной массы и нейтронных звёзд. Чёрные дыры в миллионы масс Солнца в центрах галактик сливаются на миллигерцах — гораздо ниже, чем может достать детектор на дрожащей Земле.
LISA ЕКА — три аппарата в треугольнике со стороной 2,5 млн км — рассчитана примерно на 0,1 мГц — 0,1 Гц [6][14]. Свету нужно больше 8 секунд, чтобы пройти одно её плечо, поэтому она глуха к быстрым волнам и настроена на медленные. Ещё ниже по частоте коллаборация NANOGrav 15 лет измеряла 67 пульсаров и в 2023 году сообщила о свидетельствах наногерцевого гравитационно-волнового фона, вероятно, от пар сверхмассивных чёрных дыр [15]. Сдвиньте массу и посмотрите, какой детектор услышит слияние.
Полосы приблизительные: наземные — от 10 Гц [1], нарисованы до 2 кГц — верхней границы графика данных GW170817 [10] (выше чувствительность есть, но меньше), LISA 0,1 мГц — 0,1 Гц [14], хронометраж пульсаров (пульсарный тайминг) — наногерцевый диапазон, от 1/(15 лет) ≈ 2 нГц — самого длинного периода, который вмещают 15 лет данных, — и выше (верхняя граница нарисована лишь примерно) [15]. Отмеченная нота — частота последней устойчивой орбиты для невращающегося остатка [9]; сближение идёт к ней снизу, поэтому слияние слышно в полосе, если эта нота попадает в неё или выше, а предшествующее сближение проходит через неё. Попасть в частотный диапазон полосы необходимо, но недостаточно: сигнал должен быть ещё и достаточно громким. Суммарные массы: GW170817 — 2,74 M☉ [10], GW150914 — 36 + 29 = 65 M☉ в системе источника [1] (в системе детектора из-за красного смещения ≈ 69 — это значение использует прибор с чирпом).
Услышали — и через 1,7 секунды увидели
17 августа 2017 года LIGO и Virgo поймали две нейтронные звезды, сближавшиеся по спирали около 100 секунд, до 12:41:04 UTC; отношение сигнал/шум 32,4, расстояние 40 мегапарсек [10]. Гамма-монитор Fermi зарегистрировал короткую вспышку GRB 170817A через 1,74 секунды — после пути длиной 130 млн лет, что показывает: скорость гравитации совпадает со скоростью света с точностью до нескольких единиц на 10¹⁵ [16]. Телескопы нашли светящийся выброс вещества — килоновую — в галактике NGC 4993 менее чем через 11 часов после слияния и наблюдали его от ультрафиолета до радио [17].
Статус на октябрь 2026 года: четвёртый цикл наблюдений O4 шёл с 24 мая 2023 по 18 ноября 2025 года (UTC) и дал около 300 значимых сигналов [18]. Сейчас детекторы модернизируются; коллаборация нацелена на шестимесячный цикл IR1 с середины января 2027 года (до пересмотра плана 16 октября его намечали на ноябрь 2026 года) — с обоими детекторами LIGO, Virgo с возможными перерывами и KAGRA, который подключится позже; план O5 пока обсуждается [19]. В космосе ЕКА утвердило LISA 25 января 2024 года с запуском, запланированным на 2035 год [6]; NASA — партнёр, но проекты бюджета США поставили его вклад под сомнение, и в мае 2026 года ЕКА начало финансировать европейскую замену части американских узлов, начиная с телескопов [21].
Статус на 22 октября 2026 года по странице планов наблюдений коллаборации, обновлённой 16 октября 2026 года и обещающей следующее обновление к 15 ноября 2026 года [19], и по [21] для LISA. Проверить снова после этого обновления и после запланированного на январь начала IR1.
Столетие от предсказания до нового органа чувств
Посмотрите и послушайте это как инсталляцию: Chirp рисует волны GW150914 в плоскости орбиты, проигрывает запись LIGO и проверяет простую формулу чирпа из этого справочника по данным.
Каждый телескоп до 2015 года ловил свет. С тех пор мы ловим и дрожь самого пространства — от мгновений, когда сталкиваются чёрные дыры, которые не излучают света вовсе.