Как нашли гравитационные волны

Когда кто-то говорит что-то про гравитационные волны, многим остается только недоумевать и не понимать, что это вообще такое. Если вы этого не знали, расслабьтесь — даже ученые не могут дать на это развернутый ответ. Конечно, в целом они понимают, что это такое и откуда берется, но белые пятна в этой истории все равно еще остаются. Даже то, что несколько лет назад их смогли зафиксировать, не дает развернутого ответа на вопрос, что же это такое. Все из-за того, что они появляются в далеком космосе и уже потом доходят до нас. Примечательно, что предсказал их существование еще Альберт Эйнштейн, а современные ученые только сейчас начинают подбираться к их разгадке. Понимание того, откуда они берутся и что из себя представляют, пусть и примерное, очень интересно. Попробуем рассказать об этом попроще и без лишних сложных формул.

Что такое гравитационные волны

Если говорить грубо, то гравитационные волны — это небольшие искажения пространства и времени. Что-то типа ряби. Причиной их появления становятся события, которые происходят далеко в космосе и имеют действительно эпические масштабы.

О существовании гравитационных волн знали довольно давно, так как еще в 1915 году о них рассказал Альберт Эйнштейн, но одно дело знать, а совсем другое — доказать, показать и объяснить. Этим ученые и занимались почти 100 лет.

Считается, что гравитационные волны, которые были зафиксированы лазерными интерферометрами гравитационно-волновой обсерватории (ЛИГО), образовались от столкновения двух черных дыр, которые превратились в одну большую черную дыру. Зафиксировали гравитационные волны 14 сентября 2015 года.

Лаборатория ЛИГО работает под управлением Калифорнийского технологического института и Массачусетского технологического института. Находится в городах Хэнфорд, штат Вашингтон, и Ливингстон, штат Луизиана, а финансируется за счет средств Национального научного фонда США

Откуда берутся гравитационные волны

Интересно, что событие, которое привело к образованию зафиксированных гравитационных волн, произошло примерно 1,3 миллиарда лет назад, а размер черных дыр, которые тогда столкнулись, был всего в 29 и 36 раз больше нашего Солнца.

Если верить общей теории относительности — а поводов не верить ей становиться все меньше — пара черных дыр, которые вращаются друг вокруг друг друга, уже сами по себе излучают гравитационные волны и тратят на это очень много энергии.

Самые распространенные мифы о гравитации. Что из этого правда?

Сближение черных дыр для столкновения происходит в течение миллиардов лет, но в последние минуты перед столкновением их скорость очень сильно вырастает. В итоге, они ускоряются настолько, что столкновение происходит на скорости равной примерно половине скорости света. Если вспомнить известную формулу, где E=mc2, становится понятно, почему высвобождается так много энергии, если в формуле фигурирует скорость и масса, да еще и в квадрате.

Изучение гравитационных волн

За изучение гравитационных волн даже присуждена нобелевская премия. Получили ее Джозеф Тейлор-младший и Рассел Халс. В 1976 году они обнаружили бинарную систему, в которой орбита пульсара постепенно снижалась со временем и при этом выделялось большое количество энергии. Они смогли доказать, что это и были гравитационные волны. Нобелевскую премию они получили в 1993 году за обнаружение пульсара и объяснение происходящего с ним.

Не надо путать объяснение факта существования гравитационных волн и их обнаружение. ЛИГО именно зафиксировала волны, то есть доказала, что все предыдущие открытия не были ошибкой.

Что такое Общая теория относительности Эйнштейна?

Открытие было сделано далеко не с первой попытки и даже не первой версией ЛИГО. Пришлось сначала провести работы по модернизации до второй версии, которая была намного чувствительнее. Зато гравитационные волны после модернизации были открыты практически сразу, буквально при первом запуске.

Работы по модернизации проводились большим количеством исследовательских институтов и лабораторий со всего мира, включая США, Европу и даже Австралию. Изначально финансирование создания ЛИГО началось в 1992 году, хотя впервые подобный проект был предложен группой ученых еще в 1980 году. Многие признавали, что это был большой риск, но все равно верили, что они добьются результата.

На данный момент ЛИГО осуществляет исследования, используя огромное научное сотрудничество (LIGO Scientific Collaboration (LSC)). В группу исследователей входит более 1000 ученых из университетов 15 стран мира.

Что будет, если попасть в черную дыру?

Многие из ученых, которые участвуют в исследованиях, считают открытие гравитационных волн началом новой эры, так как теперь область гравитационно-волновой астрономии стала реальна.

Открытие гравитационных волн позволяет человечеству приступить к исследованиям деформированных частей Вселенной. То есть тех объектов, которые сделаны из искривлений пространства-времени. Столкновение черных дыр и следы этого события являются только началом долгого пути. Главное, что теперь этот путь отрыт и можно идти по нему уверенной поступью.

Большой взрыв мог создать «зеркальную антивселенную» нашей Вселенной

Как работает LIGO

В основе каждой из двух лабораторий LIGO используется Г-образные интерферометры длиной 4 километра с лазерными лучами, расщепляющимися на два луча, которые движутся туда-сюда внутри трубы. Ее диаметр составляет примерно 1,2 метра и внутри создан почти идеальный вакуум.

Пучки света нужны для того, чтобы можно было контролировать расстояние между зеркалами, которые расположены в разных концах интерферометра. Теория Эйнштейна гласит, что расстояние между зеркалами будет изменяться на бесконечно малую величину, когда между ними проходит гравитационная волна. Изменения расстояния не должны превышать одной десятитысячной протона. Их-то и надо зафиксировать. Ученые продолжают работать в этом направлении и о самых интересных их открытиях мы расскажем в нашем новостном Telegram-канале.

Ученые обнаружили неизвестный источник гравитационных волн

Обсерватории должны быть именно разнесены на большое расстояние, чтобы определить направление событий, которые и являются причиной гравитационных волн. Заодно так можно убедиться, что волны пришли именно из космоса и не связаны с местными явлениями.

Первое наблюдение гравитационных волн позволило ускорить строительство глобальной сети, состоящей из огромного количества детекторов. Они позволяют не только закрепить результат, но находить еще больше источников гравитационных волн. В будущем это действительно откроет новые возможности, но пока надо подождать и не мешать ученым работать.

LIGO measurement of the gravitational waves at the Livingston (right) and Hanford (left) detectors, compared with the theoretical predicted values
Distance	410+160 −180 Mpc[1]
Redshift	0.093+0.030 −0.036[1]
Total energy output	3.0+0.5 −0.5 M☉ × c2[2][note 1]
Other designations	GW150914
Related media on Commons
[edit on Wikidata]

The first direct observation of gravitational waves was made on 14 September 2015 and was announced by the LIGO and Virgo collaborations on 11 February 2016.^[3][4][5] Previously, gravitational waves had been inferred only indirectly, via their effect on the timing of pulsars in binary star systems. The waveform, detected by both LIGO observatories,^[6] matched the predictions of general relativity^[7][8][9] for a gravitational wave emanating from the inward spiral and merger of a pair of black holes of around 36 and 29 solar masses and the subsequent «ringdown» of the single resulting black hole.^{[note 2]} The signal was named GW150914 (from gravitational wave and the date of observation 2015-09-14).^[3][11] It was also the first observation of a binary black hole merger, demonstrating both the existence of binary stellar-mass black hole systems and the fact that such mergers could occur within the current age of the universe.

This first direct observation was reported around the world as a remarkable accomplishment for many reasons. Efforts to directly prove the existence of such waves had been ongoing for over fifty years, and the waves are so minuscule that Albert Einstein himself doubted that they could ever be detected.^[12][13] The waves given off by the cataclysmic merger of GW150914 reached Earth as a ripple in spacetime that changed the length of a 4 km LIGO arm by a thousandth of the width of a proton,^[11] proportionally equivalent to changing the distance to the nearest star outside the Solar System by one hair’s width.^{[14][note 3]} The energy released by the binary as it spiralled together and merged was immense, with the energy of 3.0+0.5
−0.5 c² solar masses (5.3+0.9
−0.8×10⁴⁷ joules or 5300+900
−800 foes) in total radiated as gravitational waves, reaching a peak emission rate in its final few milliseconds of about 3.6+0.5
−0.4×10⁴⁹ watts – a level greater than the combined power of all light radiated by all the stars in the observable universe.^{[3][4][15][16][note 4]}

The observation confirms the last remaining directly undetected prediction of general relativity and corroborates its predictions of space-time distortion in the context of large scale cosmic events (known as strong field tests). It was also heralded as inaugurating a new era of gravitational-wave astronomy, which will enable observations of violent astrophysical events that were not previously possible and potentially allow the direct observation of the very earliest history of the universe.^{[3][18][19][20][21]} On 15 June 2016, two more detections of gravitational waves, made in late 2015, were announced.^[22] Eight more observations were made in 2017, including GW170817, the first observed merger of binary neutron stars, which was also observed in electromagnetic radiation.

Gravitational waves[edit]

Albert Einstein originally predicted the existence of gravitational waves in 1916,^[24][25] on the basis of his theory of general relativity.^[26] General relativity interprets gravity as a consequence of distortions in space-time, caused by mass. Therefore, Einstein also predicted that events in the cosmos would cause «ripples» in space-time – distortions of space-time itself – which would spread outward, although they would be so minuscule that they would be nearly impossible to detect by any technology foreseen at that time.^[13] It was also predicted that objects moving in an orbit would lose energy for this reason (a consequence of the law of conservation of energy), as some energy would be given off as gravitational waves, although this would be insignificantly small in all but the most extreme cases.^[27]

One case where gravitational waves would be strongest is during the final moments of the merger of two compact objects such as neutron stars or black holes. Over a span of millions of years, binary neutron stars, and binary black holes lose energy, largely through gravitational waves, and as a result, they spiral in towards each other. At the very end of this process, the two objects will reach extreme velocities, and in the final fraction of a second of their merger a substantial amount of their mass would theoretically be converted into gravitational energy, and travel outward as gravitational waves,^[28] allowing a greater than usual chance for detection. However, since little was known about the number of compact binaries in the universe and reaching that final stage can be very slow, there was little certainty as to how often such events might happen.^[29]

Observation[edit]

Gravitational waves can be detected indirectly – by observing celestial phenomena caused by gravitational waves – or more directly by means of instruments such as the Earth-based LIGO or the planned space-based LISA instrument.^[30]

Indirect observation[edit]

Evidence of gravitational waves was first deduced in 1974 through the motion of the double neutron star system PSR B1913+16, in which one of the stars is a pulsar that emits electro-magnetic pulses at radio frequencies at precise, regular intervals as it rotates. Russell Hulse and Joseph Taylor, who discovered the stars, also showed that over time, the frequency of pulses shortened, and that the stars were gradually spiralling towards each other with an energy loss that agreed closely with the predicted energy that would be radiated by gravitational waves.^[31][32] For this work, Hulse and Taylor were awarded the Nobel Prize in Physics in 1993.^[33] Further observations of this pulsar and others in multiple systems (such as the double pulsar system PSR J0737-3039) also agree with General Relativity to high precision.^[34][35]

Direct observation[edit]

Direct observation of gravitational waves was not possible for the many decades after they were predicted due to the minuscule effect that would need to be detected and separated from the background of vibrations present everywhere on Earth. A technique called interferometry was suggested in the 1960s and eventually technology developed sufficiently for this technique to become feasible.

In the present approach used by LIGO, a laser beam is split and the two halves are recombined after travelling different paths. Changes to the length of the paths or the time taken for the two split beams, caused by the effect of passing gravitational waves, to reach the point where they recombine are revealed as «beats». Such a technique is extremely sensitive to tiny changes in the distance or time taken to traverse the two paths. In theory, an interferometer with arms about 4 km long would be capable of revealing the change of space-time – a tiny fraction of the size of a single proton – as a gravitational wave of sufficient strength passed through Earth from elsewhere. This effect would be perceptible only to other interferometers of a similar size, such as the Virgo, GEO 600 and planned KAGRA and INDIGO detectors. In practice at least two interferometers would be needed because any gravitational wave would be detected at both of these but other kinds of disturbance would generally not be present at both. This technique allows the sought-after signal to be distinguished from noise. This project was eventually founded in 1992 as the Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO). The original instruments were upgraded between 2010 and 2015 (to Advanced LIGO), giving an increase of around 10 times their original sensitivity.^[36]

LIGO operates two gravitational-wave observatories in unison, located 3,002 km (1,865 mi) apart: the LIGO Livingston Observatory (30°33′46.42″N 90°46′27.27″W / 30.5628944°N 90.7742417°W) in Livingston, Louisiana, and the LIGO Hanford Observatory, on the DOE Hanford Site (46°27′18.52″N 119°24′27.56″W / 46.4551444°N 119.4076556°W) near Richland, Washington. The tiny shifts in the length of their arms are continually compared and significant patterns which appear to arise synchronously are followed up to determine whether a gravitational wave may have been detected or if some other cause was responsible.

Initial LIGO operations between 2002 and 2010 did not detect any statistically significant events that could be confirmed as gravitational waves. This was followed by a multi-year shut-down while the detectors were replaced by much improved «Advanced LIGO» versions.^[37]  In February 2015, the two advanced detectors were brought into engineering mode, in which the instruments are operating fully for the purpose of testing and confirming they are functioning correctly before being used for research,^[38] with formal science observations due to begin on 18 September 2015.^[39]

Throughout the development and initial observations by LIGO, several «blind injections» of fake gravitational wave signals were introduced to test the ability of the researchers to identify such signals. To protect the efficacy of blind injections, only four LIGO scientists knew when such injections occurred, and that information was revealed only after a signal had been thoroughly analyzed by researchers.^[40] On 14 September 2015, while LIGO was running in engineering mode but without any blind data injections, the instrument reported a possible gravitational wave detection. The detected event was given the name GW150914.^[41]

GW150914 event[edit]

Event detection[edit]

GW150914 was detected by the LIGO detectors in Hanford, Washington state, and Livingston, Louisiana, USA, at 09:50:45 UTC on 14 September 2015.^[4][11] The LIGO detectors were operating in «engineering mode», meaning that they were operating fully but had not yet begun a formal «research» phase (which was due to commence three days later on 18 September), so initially there was a question as to whether the signals had been real detections or simulated data for testing purposes before it was ascertained that they were not tests.^[42]

The chirp signal lasted over 0.2 seconds, and increased in frequency and amplitude in about 8 cycles from 35 Hz to 250 Hz.^[3] The signal is in the audible range and has been described as resembling the «chirp» of a bird;^[4] astrophysicists and other interested parties the world over excitedly responded by imitating the signal on social media upon the announcement of the discovery.^{[4][43][44][45]} (The frequency increases because each orbit is noticeably faster than the one before during the final moments before merging.)

The trigger that indicated a possible detection was reported within three minutes of acquisition of the signal, using rapid (‘online’) search methods that provide a quick, initial analysis of the data from the detectors.^[3] After the initial automatic alert at 09:54 UTC, a sequence of internal emails confirmed that no scheduled or unscheduled injections had been made, and that the data looked clean.^[40][46] After this, the rest of the collaborating team was quickly made aware of the tentative detection and its parameters.^[47]

More detailed statistical analysis of the signal, and of 16 days of surrounding data from 12 September to 20 October 2015, identified GW150914 as a real event, with an estimated significance of at least 5.1 sigma^[3] or a confidence level of 99.99994%.^[48] Corresponding wave peaks were seen at Livingston seven milliseconds before they arrived at Hanford. Gravitational waves propagate at the speed of light, and the disparity is consistent with the light travel time between the two sites.^[3] The waves had traveled at the speed of light for more than a billion years.^[49]

At the time of the event, the Virgo gravitational wave detector (near Pisa, Italy) was offline and undergoing an upgrade; had it been online it would likely have been sensitive enough to also detect the signal, which would have greatly improved the positioning of the event.^[4] GEO600 (near Hannover, Germany) was not sensitive enough to detect the signal.^[3] Consequently, neither of those detectors was able to confirm the signal measured by the LIGO detectors.^[4]

Astrophysical origin[edit]

The event happened at a luminosity distance of 440+160
−180 megaparsecs^[1]: 6 (determined by the amplitude of the signal),^[4] or 1.4±0.6 billion light years, corresponding to a cosmological redshift of 0.093+0.030
−0.036 (90% credible intervals). Analysis of the signal along with the inferred redshift suggested that it was produced by the merger of two black holes with masses of 35+5
−3 times and 30+3
−4 times the mass of the Sun (in the source frame), resulting in a post-merger black hole of 62+4
−3 solar masses.^[1]: 6 The mass–energy of the missing 3.0±0.5 solar masses was radiated away in the form of gravitational waves.^[3]

During the final 20 milliseconds of the merger, the power of the radiated gravitational waves peaked at about 3.6×10⁴⁹ watts or 526dBm – 50 times greater^[50] than the combined power of all light radiated by all the stars in the observable universe.^{[3][4][15][16]}

Across the 0.2-second duration of the detectable signal, the relative tangential (orbiting) velocity of the black holes increased from 30% to 60% of the speed of light. The orbital frequency of 75 Hz (half the gravitational wave frequency) means that the objects were orbiting each other at a distance of only 350 km by the time they merged. The phase changes to the signal’s polarization allowed calculation of the objects’ orbital frequency, and taken together with the amplitude and pattern of the signal, allowed calculation of their masses and therefore their extreme final velocities and orbital separation (distance apart) when they merged. That information showed that the objects had to be black holes, as any other kind of known objects with these masses would have been physically larger and therefore merged before that point, or would not have reached such velocities in such a small orbit. The highest observed neutron star mass is two solar masses, with a conservative upper limit for the mass of a stable neutron star of three solar masses, so that a pair of neutron stars would not have had sufficient mass to account for the merger (unless exotic alternatives exist, for example, boson stars),^[2][3] while a black hole-neutron star pair would have merged sooner, resulting in a final orbital frequency that was not so high.^[3]

The decay of the waveform after it peaked was consistent with the damped oscillations of a black hole as it relaxed to a final merged configuration.^[3] Although the inspiral motion of compact binaries can be described well from post-Newtonian calculations,^[51] the strong gravitational field merger stage can only be solved in full generality by large-scale numerical relativity simulations.^[52][53][54]

In the improved model and analysis, the post-merger object is found to be a rotating Kerr black hole with a spin parameter of 0.68+0.05
−0.06,^[1] i.e. one with 2/3 of the maximum possible angular momentum for its mass.

The two stars which formed the two black holes were likely formed about 2 billion years after the Big Bang with masses of between 40 and 100 times the mass of the Sun.^[55][56]

Location in the sky[edit]

Gravitational wave instruments are whole-sky monitors with little ability to resolve signals spatially. A network of such instruments is needed to locate the source in the sky through triangulation. With only the two LIGO instruments in observational mode, GW150914’s source location could only be confined to an arc on the sky. This was done via analysis of the 6.9+0.5
−0.4 ms time-delay, along with amplitude and phase consistency across both detectors. This analysis produced a credible region of 150 deg² with a probability of 50% or 610 deg² with a probability of 90% located mainly in the Southern Celestial Hemisphere,^{[2]: 7 : fig 4} in the rough direction of (but much farther than) the Magellanic Clouds.^[4][11]

For comparison, the area of the constellation Orion is 594 deg².^[57]

Coincident gamma-ray observation[edit]

The Fermi Gamma-ray Space Telescope reported that its Gamma-Ray Burst Monitor (GBM) instrument detected a weak gamma-ray burst above 50 keV, starting 0.4 seconds after the LIGO event and with a positional uncertainty region overlapping that of the LIGO observation. The Fermi team calculated the odds of such an event being the result of a coincidence or noise at 0.22%.^[58] However a gamma ray burst would not have been expected, and observations from the INTEGRAL telescope’s all-sky SPI-ACS instrument indicated that any energy emission in gamma-rays and hard X-rays from the event was less than one millionth of the energy emitted as gravitational waves, which «excludes the possibility that the event is associated with substantial gamma-ray radiation, directed towards the observer». If the signal observed by the Fermi GBM was genuinely astrophysical, INTEGRAL would have indicated a clear detection at a significance of 15 sigma above background radiation.^[59] The AGILE space telescope also did not detect a gamma-ray counterpart of the event.^[60]

A follow-up analysis by an independent group, released in June 2016, developed a different statistical approach to estimate the spectrum of the gamma-ray transient. It concluded that Fermi GBM’s data did not show evidence of a gamma ray burst, and was either background radiation or an Earth albedo transient on a 1-second timescale.^[61][62] A rebuttal of this follow-up analysis, however, pointed out that the independent group misrepresented the analysis of the original Fermi GBM Team paper and therefore misconstrued the results of the original analysis. The rebuttal reaffirmed that the false coincidence probability is calculated empirically and is not refuted by the independent analysis.^[63][64]

Black hole mergers of the type thought to have produced the gravitational wave event are not expected to produce gamma-ray bursts, as stellar-mass black hole binaries are not expected to have large amounts of orbiting matter. Avi Loeb has theorised that if a massive star is rapidly rotating, the centrifugal force produced during its collapse will lead to the formation of a rotating bar that breaks into two dense clumps of matter with a dumbbell configuration that becomes a black hole binary, and at the end of the star’s collapse it triggers a gamma-ray burst.^[65][66] Loeb suggests that the 0.4 second delay is the time it took the gamma-ray burst to cross the star, relative to the gravitational waves.^[66][67]

Other follow-up observations[edit]

The reconstructed source area was targeted by follow-up observations covering radio, optical, near infra-red, X-ray, and gamma-ray wavelengths along with searches for coincident neutrinos.^[2] However, because LIGO had not yet started its science run, notice to other telescopes was delayed.^{[citation needed]}

The ANTARES telescope detected no neutrino candidates within ±500 seconds of GW150914. The IceCube Neutrino Observatory detected three neutrino candidates within ±500 seconds of GW150914. One event was found in the southern sky and two in the northern sky. This was consistent with the expectation of background detection levels. None of the candidates were compatible with the 90% confidence area of the merger event.^[68] Although no neutrinos were detected, the lack of such observations provided a limit on neutrino emission from this type of gravitational wave event.^[68]

Observations by the Swift Gamma-Ray Burst Mission of nearby galaxies in the region of the detection, two days after the event, did not detect any new X-ray, optical or ultraviolet sources.^[69]

Announcement[edit]

The announcement of the detection was made on 11 February 2016^[4] at a news conference in Washington, D.C. by David Reitze, the executive director of LIGO,^[6] with a panel comprising Gabriela González, Rainer Weiss and Kip Thorne, of LIGO, and France A. Córdova, the director of NSF.^[4] Barry Barish delivered the first presentation on this discovery to a scientific audience simultaneously with the public announcement.^[70]

The initial announcement paper was published during the news conference in Physical Review Letters,^[3] with further papers either published shortly afterwards^[19] or immediately available in preprint form.^[71]

Awards and recognition[edit]

In May 2016, the full collaboration, and in particular Ronald Drever, Kip Thorne, and Rainer Weiss, received the Special Breakthrough Prize in Fundamental Physics for the observation of gravitational waves.^[72] Drever, Thorne, Weiss, and the LIGO discovery team also received the Gruber Prize in Cosmology.^[73] Drever, Thorne, and Weiss were also awarded the 2016 Shaw Prize in Astronomy^[74][75] and the 2016 Kavli Prize in Astrophysics.^[76] Barish was awarded the 2016 Enrico Fermi Prize from the Italian Physical Society (Società Italiana di Fisica).^[77] In January 2017, LIGO spokesperson Gabriela González and the LIGO team were awarded the 2017 Bruno Rossi Prize.^[78]

The 2017 Nobel Prize in Physics was awarded to Rainer Weiss, Barry Barish and Kip Thorne «for decisive contributions to the LIGO detector and the observation of gravitational waves».^[79]

Implications[edit]

The observation was heralded as inaugurating a revolutionary era of gravitational-wave astronomy.^[80] Prior to this detection, astrophysicists and cosmologists were able to make observations based upon electromagnetic radiation (including visible light, X-rays, microwave, radio waves, gamma rays) and particle-like entities (cosmic rays, stellar winds, neutrinos, and so on). These have significant limitations – light and other radiation may not be emitted by many kinds of objects, and can also be obscured or hidden behind other objects. Objects such as galaxies and nebulae can also absorb, re-emit, or modify light generated within or behind them, and compact stars or exotic stars may contain material which is dark and radio silent, and as a result there is little evidence of their presence other than through their gravitational interactions.^[81][82]

Expectations for detection of future binary merger events[edit]

On 15 June 2016, the LIGO group announced an observation of another gravitational wave signal, named GW151226.^[83] The Advanced LIGO was predicted to detect five more black hole mergers like GW150914 in its next observing campaign from November 2016 until August 2017 (it turned out to be seven), and then 40 binary star mergers each year, in addition to an unknown number of more exotic gravitational wave sources, some of which may not be anticipated by current theory.^[11]

Planned upgrades are expected to double the signal-to-noise ratio, expanding the volume of space in which events like GW150914 can be detected by a factor of ten. Additionally, Advanced Virgo, KAGRA, and a possible third LIGO detector in India will extend the network and significantly improve the position reconstruction and parameter estimation of sources.^[3]

Laser Interferometer Space Antenna (LISA) is a proposed space based observation mission to detect gravitational waves. With the proposed sensitivity range of LISA, merging binaries like GW150914 would be detectable about 1000 years before they merge, providing for a class of previously unknown sources for this observatory if they exist within about 10 megaparsecs.^[19] LISA Pathfinder, LISA’s technology development mission, was launched in December 2015 and it demonstrated that the LISA mission is feasible.^[84]

A current model predicts LIGO will detect approximately 1000 black hole mergers per year after it reaches full sensitivity planned for 2020.^[55][56]

Lessons for stellar evolution and astrophysics[edit]

The masses of the two pre-merger black holes provide information about stellar evolution. Both black holes were more massive than previously discovered stellar-mass black holes, which were inferred from X-ray binary observations. This implies that the stellar winds from their progenitor stars must have been relatively weak, and therefore that the metallicity (mass fraction of chemical elements heavier than hydrogen and helium) must have been less than about half the solar value.^[19]

The fact that the pre-merger black holes were present in a binary star system, as well as the fact that the system was compact enough to merge within the age of the universe, constrains either binary star evolution or dynamical formation scenarios, depending on how the black hole binary was formed. A significant number of black holes must receive low natal kicks (the velocity a black hole gains at its formation in a core-collapse supernova event), otherwise the black hole forming in a binary star system would be ejected and an event like GW would be prevented.^[19] The survival of such binaries, through common envelope phases of high rotation in massive progenitor stars, may be necessary for their survival.^{[clarification needed]} The majority of the latest black hole model predictions comply with these added constraints.^{[citation needed]}

The discovery of the GW merger event increases the lower limit on the rate of such events, and rules out certain theoretical models that predicted very low rates of less than 1 Gpc⁻³yr⁻¹ (one event per cubic gigaparsec per year).^[3][19] Analysis resulted in lowering the previous upper limit rate on events like GW150914 from ~140 Gpc⁻³yr⁻¹ to 17+39
−13 Gpc⁻³yr⁻¹.^[85]

Impact on future cosmological observation[edit]

Measurement of the waveform and amplitude of the gravitational waves from a black hole merger event makes accurate determination of its distance possible. The accumulation of black hole merger data from cosmologically distant events may help to create more precise models of the history of the expansion of the universe and the nature of the dark energy that influences it.^[86][87]

The earliest universe is opaque since the cosmos was so energetic then that most matter was ionized and photons were scattered by free electrons.^[88] However, this opacity would not affect gravitational waves from that time, so if they occurred at levels strong enough to be detected at this distance, it would allow a window to observe the cosmos beyond the current visible universe. Gravitational-wave astronomy therefore may some day allow direct observation of the earliest history of the universe.^{[3][18][19][20][21]}

Tests of general relativity[edit]

The inferred fundamental properties, mass and spin, of the post-merger black hole were consistent with those of the two pre-merger black holes, following the predictions of general relativity.^[7][8][9] This is the first test of general relativity in the very strong-field regime.^[3][18] No evidence could be established against the predictions of general relativity.^[18]

The opportunity was limited in this signal to investigate the more complex general relativity interactions, such as tails produced by interactions between the gravitational wave and curved space-time background. Although a moderately strong signal, it is much smaller than that produced by binary-pulsar systems. In the future stronger signals, in conjunction with more sensitive detectors, could be used to explore the intricate interactions of gravitational waves as well as to improve the constraints on deviations from general relativity.^[18]

Speed of gravitational waves and limit on possible mass of graviton[edit]

The speed of gravitational waves (v_g) is predicted by general relativity to be the speed of light (c).^[89] The extent of any deviation from this relationship can be parameterized in terms of the mass of the hypothetical graviton. The graviton is the name given to an elementary particle that would act as the force carrier for gravity, in quantum theories about gravity. It is expected to be massless if, as it appears, gravitation has an infinite range. (This is because the more massive a gauge boson is, the shorter is the range of the associated force; as with the infinite range of electromagnetism, which is due to the massless photon, the infinite range of gravity implies that any associated force-carrying particle would also be massless.) If the graviton were not massless, gravitational waves would propagate below lightspeed, with lower frequencies (ƒ) being slower than higher frequencies, leading to dispersion of the waves from the merger event.^[18] No such dispersion was observed.^[18][28] The observations of the inspiral slightly improve (lower) the upper limit on the mass of the graviton from Solar System observations to 2.1×10⁻⁵⁸ kg, corresponding to 1.2×10⁻²² eV/c² or a Compton wavelength (λ_g) of greater than 10¹³ km, roughly 1 light-year.^[3][18] Using the lowest observed frequency of 35 Hz, this translates to a lower limit on v_g such that the upper limit on 1-v_g /c is ~ 4×10⁻¹⁹.^{[note 5]}

See also[edit]

• Gravitational-wave astronomy
• Gravitational-wave observatory
• List of gravitational wave observations
• Timeline of gravitational physics and relativity

Notes[edit]

References[edit]

Further reading[edit]

• Calandrelli, Emily; Escher, Anna (16 December 2016). «The top 15 events that happened in space in 2016». TechCrunch. Retrieved 16 December 2016.

External links[edit]

• GW150914 data release by the LIGO Open Science Center
• Gravitational wave modelling of GW150914 Archived 5 March 2016 at the Wayback Machine by the Max Planck Institute for Gravitational Physics
• «First detection!» (PDF). LIGO Magazine. No. 8. March 2016.
• Video: GW150914 discovery press conference (71:29) by the National Science Foundation (11 February 2016)
• Video: «The hunters – the detection of gravitational waves» (11:47) by the Max Planck Institute for Gravitational Physics (22 February 2016)
• Video: «LIGO Hears Gravitational Waves Einstein Predicted» (4:36) by Dennis Overbye, The New York Times (11 February 2016)

На прошлой неделе весь мир узнал о научном открытии, подтверждения которого физики ждали сто лет. В чем его ценность?

Уникальный детектор, в создании которого приняли участие и российские ученые, зафиксировал сигнал гравитационных волн, возникший в результате гравитационного взаимодействия двух массивных тел. Наблюдаемое явление возникло в далекой галактике 1,3 млрд лет назад, что составляет десятую часть возраста Вселенной. По мнению большинства ученых, авторы открытия, безусловно, являются одними из главных претендентов на Нобелевскую премию.

Небесные пары из уравнения Эйнштейна

Одна из проблем, стоявшая перед Альбертом Эйнштейном в начале прошлого века, заключалась в невозможности описать гравитацию, используя те же подходы, что и для электромагнитного взаимодействия. Гениальной догадкой Эйнштейна стало предположение, что гравитация — это отражение кривизны пространства. В результате сформулированная им общая теория относительности предсказала в том числе и существование так называемых гравитационных волн. Сама гравитационная волна представляет собой распространяющуюся со скоростью света «рябь» пространственно-временной ткани. Главной задачей физиков было создание прибора, который смог бы уловить слабые сигналы этих волн.

Первым шагом на пути к их обнаружению стало открытие в 1974 году двойного пульсара американскими учеными Джо Тэйлором и Расселом Халсом. Их наблюдения позволили косвенно выявить существование гравитационных волн, а также определить время жизни пары взаимодействующих нейтронных звезд — 200 млн лет. Вселенная существует гораздо дольше, а значит, слияние двух звезд, приводящее к импульсу гравитационного излучения, можно наблюдать. За свое открытие Тейлор и Халс в 1993 году получили Нобелевскую премию по физике.

Таким образом, сомнений в существовании предсказанных Эйнштейном гравитационных волн не возникало, вопрос был лишь в том, с какой частотой во Вселенной происходят события такого масштаба, как столкновение двух очень больших небесных тел, и, конечно же, в создании приборов с необходимой чувствительностью. На сегодняшний день таких тесных пар в нашей Галактике, состоящих из двух нейтронных звезд, известно восемь, у трех из них действительно зарегистрировано уменьшение орбитального периода вращения за счет излучения гравитационных волн, причем в полном согласии с предсказанием общей теории относительности.

Однако помимо пар нейтронных звезд возможно также существование других по составу пар небесных тел: это пара нейтронная звезда — черная дыра и пара двух черных дыр, которые должны возникать в результате эволюции очень массивных звезд. И то, что первым гравитационный сигнал был зарегистрирован именно от черных дыр, а не от нейтронных звезд, — это очень важный результат, позволяющий уточнить ключевые детали звездной эволюции.

Почему именно эта система сработала? Это может быть чистой случайностью, а может быть, пар черных дыр действительно больше, чем пар, содержащих нейтронные звезды — из одного события это практически невозможно определить. И чтобы ответить на вопрос, как часто происходят такие события во всей Вселенной, а не только в нашей Галактике, имеющейся статистики недостаточно.

Гигантская антенна

Первые попытки построить гравитационную антенну, фиксирующую гравитационные волны, были предприняты еще в 60-х годах XX века. Однако сразу стало ясно, что для обнаружения гравитационного всплеска необходимы гигантские дорогостоящие телескопы, которые начали строить лишь с начала 1990-х годов. Самый большой из них построила обсерватория LIGO (англ. Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory). Ее задача — почувствовать смещение двух детекторов волн всего на 10^-16 см, что сравнимо с размером протона.

Километровые масштабы прибора обусловлены необходимостью разнести детекторы телескопа на расстояния, сравнимые с длиной изучаемой волны. Такая уникальная по своей масштабности конструкция телескопа и дала возможность поймать гравитационный сигнал, хотя, безусловно, ученые сильно рисковали.

Научное сообщество LIGO представляет собой объединение ученых со всего мира. В составе коллаборации работают и две научные группы из России: группа Валерия Митрофанова с кафедры физики колебаний физического факультета МГУ, а также группа Александра Сергеева из Института прикладной физики РАН в Нижнем Новгороде. В усовершенствование раннего варианта антенны (initial LIGO) непосредственный вклад внесла группа отечественных ученых, работающих под руководством Владимира Брагинского и предложивших, в частности, заменить нити, удерживающие массы, со стальных на кварцевые, какие впоследствии и были использованы в современной установке (advanced LIGO). Да и сама идея лазерного детектирования расстояния между детекторами также была выдвинута в 1962 году в МГУ.

Самые оптимистичные прогнозы давали шанс телескопу отслеживать три сигнала в год, пессимистичные — лишь одно событие в течение нескольких лет. Чувствительность обновленной версии телескопа (advanced LIGO) позволяла отслеживать большее количество сигналов, но это, конечно, не означало, что ученые смогли бы ловить сигналы ежегодно — ведь взаимодействие звезд и черных дыр носит весьма вероятностный характер.

В результате 14 сентября 2015 года в 13:51 мск одновременно двумя обсерваториями LIGO — в штатах Луизиана и Вашингтон — был зарегистрирован сигнал, полученный, как показал его анализ, в результате взаимодействия двух космических тел, массы которых составляют 29 и 36 масс Солнца.

Как удалось получить эти параметры? Дело в том, что период орбитального движения небесных тел перед их столкновением зависит от их массы. Поэтому по частоте принимаемого сигнала — несколько сотых долей секунды — можно однозначно определить массу сталкивающихся тел. Поскольку нейтронные звезды не могут иметь массы больше трех масс Солнца, то единственными кандидатами остаются именно черные дыры.

Эксперимент говорит «да»?

Ставшее на прошлой неделе достоянием общественности открытие, подтверждающее еще одно предсказание общей теории относительности Эйнштейна, безусловно, может стать главным научным событием десятилетия. Тем не менее говорить об окончательной победе теории относительности преждевременно. Ведь это открытие — подтверждение очень важного, но все-таки частного решения уравнений Эйнштейна, которое имеет много других предсказаний, до проверки которых нам еще очень далеко.

Эйнштейн говорил: «Эксперимент никогда не говорит теории «да», в лучшем случае он говорит «возможно», а в подавляющем большинстве случаев — просто «нет». Следует напомнить, что, помимо общей теории относительности, есть большое число неэйнштейновских теорий гравитации, часть из которых благодаря улучшению точности наблюдений со временем отвергается. Открытие гравитационных волн, безусловно, отсеет многие из них. И позволит человечеству лучше понять, как устроена Вселенная.

Взмахните рукой — и по всей Вселенной побегут гравитационные волны.
С. Попов, М. Прохоров. Призрачные волны Вселенной

В астрофизике произошло событие, которого ждали десятилетия. После полувека поисков наконец-то открыты гравитационные волны, колебания самого пространства-времени, предсказанные Эйнштейном сто лет назад. 14 сентября 2015 года обновленная обсерватория LIGO зарегистрировала гравитационно-волновой всплеск, порожденный слиянием двух черных дыр с массами 29 и 36 солнечных масс в далекой галактике на расстоянии примерно 1,3 млрд световых лет. Гравитационно-волновая астрономия стала полноправным разделом физики; она открыла нам новый способ наблюдать за Вселенной и позволит изучать недоступные ранее эффекты сильной гравитации.

Гравитационные волны

Теории гравитации можно придумывать разные. Все они будут одинаково хорошо описывать наш мир, пока мы ограничиваемся одним-единственным ее проявлением — ньютоновским законом всемирного тяготения. Но существуют и другие, более тонкие гравитационные эффекты, которые были экспериментально проверены на масштабах солнечной системы, и они указывают на одну конкретную теорию — общую теорию относительности (ОТО).

ОТО — это не просто набор формул, это принципиальный взгляд на суть гравитации. Если в обычной физике пространство служит лишь фоном, вместилищем для физических явлений, то в ОТО оно само становится явлением, динамической величиной, которая меняется в согласии с законами ОТО. Вот эти искажения пространства-времени относительно ровного фона — или, на языке геометрии, искажения метрики пространства-времени — и ощущаются как гравитация. Говоря кратко, ОТО вскрывает геометрическое происхождение гравитации.

У ОТО есть важнейшее предсказание: гравитационные волны. Это искажения пространства-времени, которые способны «оторваться от источника» и, самоподдерживаясь, улететь прочь. Это гравитация сама по себе, ничья, своя собственная. Альберт Эйнштейн окончательно сформулировал ОТО в 1915 году и почти сразу понял, что полученные им уравнения допускают существование таких волн.

Как и для всякой честной теории, такое четкое предсказание ОТО должно быть проверено экспериментально. Излучать гравитационные волны могут любые движущиеся тела: и планеты, и брошенный вверх камень, и взмах руки. Проблема, однако, в том, что гравитационное взаимодействие столь слабое, что никакие экспериментальные установки не способны заметить излучение гравитационных волн от обычных «излучателей».

Чтобы «погнать» мощную волну, нужно очень сильно исказить пространство-время. Идеальный вариант — две черные дыры, вращающиеся друг вокруг друга в тесном танце, на расстоянии порядка их гравитационного радиуса (рис. 2). Искажения метрики будут столь сильными, что заметная часть энергии этой пары будет излучаться в гравитационные волны. Теряя энергию, пара будет сближаться, кружась всё быстрее, искажая метрику всё сильнее и порождая еще более сильные гравитационные волны, — пока, наконец, не произойдет кардинальная перестройка всего гравитационного поля этой пары и две черных дыры не сольются в одну.

Такое слияние черных дыр — взрыв грандиозной мощности, но только уходит вся эта излученная энергия не в свет, не в частицы, а в колебания пространства. Излученная энергия составит заметную часть от исходной массы черных дыр, и выплеснется это излучение за доли секунды. Аналогичные колебания будут порождать и слияния нейтронных звезд. Чуть более слабый гравитационно-волновой выброс энергии сопровождает и другие процессы, например коллапс ядра сверхновой.

Гравитационно-волновой всплеск от слияния двух компактных объектов имеет очень конкретный, хорошо вычисляемый профиль, показанный на рис. 3. Период колебаний задается орбитальным движением двух объектов друг вокруг друга. Гравитационные волны уносят энергию; как следствие, объекты сближаются и крутятся быстрее — и это видно как по убыстрению колебаний, так и по усилению амплитуды. В какой-то момент происходит слияние, выбрасывается последняя сильная волна, а затем следует высокочастотный «послезвон» (ringdown) — дрожание образовавшейся черной дыры, которая «сбрасывает» с себя все несферические искажения (эта стадия на картинке не показана). Знание этого характерного профиля помогает физикам искать слабый сигнал от такого слияния в сильно зашумленных данных детекторов.

Колебания метрики пространства-времени — гравитационно-волновое эхо грандиозного взрыва — разлетятся по Вселенной во все стороны от источника. Их амплитуда ослабевает с расстоянием, по аналогии с тем, как падает яркость точечного источника при удалении от него. Когда всплеск из далекой галактики долетит до Земли, колебания метрики будут порядка 10⁻²² или даже меньше. Иными словами, расстояние между физически не связанными друг с другом предметами будет периодически увеличиваться и уменьшаться на такую относительную величину.

Порядок величины этого числа легко получить из масштабных соображений (см. статью В. М. Липунова «Гравитационно-волновое небо»). В момент слияния нейтронных звезд или черных дыр звездных масс искажения метрики прямо рядом с ними очень большие — порядка 0,1, на то это и сильная гравитация. Столь суровое искажение затрагивает область порядка размеров этих объектов, то есть несколько километров. При удалении от источника амплитуда колебания падает обратно пропорционально расстоянию. Это значит, что на расстоянии 100 Мпк = 3·10²¹ км амплитуда колебаний упадет на 21 порядок и станет порядка 10⁻²².

Конечно, если слияние произойдет в нашей родной галактике, дошедшая до Земли дрожь пространства-времени будет куда сильнее. Но такие события происходят раз в несколько тысяч лет. Поэтому по-настоящему рассчитывать стоит лишь на такой детектор, который способен будет почувствовать слияние нейтронных звезд или черных дыр на расстоянии в десятки-сотни мегапарсек, а значит, охватит многие тысячи и миллионы галактик.

Здесь надо добавить, что косвенное указание на существование гравитационных волн уже было обнаружено, и за него даже присудили Нобелевскую премию по физике за 1993 год. Многолетние наблюдения за пульсаром в двойной системе PSR B1913+16 показали, что период обращения уменьшается ровно такими темпами, которые предсказывает ОТО с учетом потерь энергии на гравитационное излучение. По этой причине практически никто из ученых в реальности гравитационных волн не сомневается; вопрос лишь в том, как их поймать.

История поисков

Поиски гравитационных волн стартовали примерно полвека назад — и почти сразу обернулись сенсацией. Джозеф Вебер из Мэрилендского университета сконструировал первый резонансный детектор: цельный двухметровый алюминиевый цилиндр с чувствительными пьезодатчиками по бокам и хорошей виброизоляцией от посторонних колебаний (рис. 4). При прохождении гравитационной волны цилиндр срезонирует в такт искажениям пространства-времени, что и должны зарегистрировать датчики. Вебер построил несколько таких детекторов, и в 1969 году, проанализировав их показания в ходе одного из сеансов, он прямым текстом сообщил, что зарегистрировал «звучание гравитационных волн» сразу в нескольких детекторах, разнесенных друг от друга на два километра (J. Weber, 1969. Evidence for Discovery of Gravitational Radiation). Заявленная им амплитуда колебаний оказалась неправдоподобно большой, порядка 10⁻¹⁶, то есть в миллион раз больше типичного ожидаемого значения. Сообщение Вебера было встречено научным сообществом с большим скепсисом; к тому же другие экспериментальные группы, вооружившись похожими детекторами, не смогли в дальнейшем поймать ни одного подобного сигнала.

Однако усилия Вебера дали толчок всей этой области исследований и запустили охоту за волнами. С 1970-х годов, усилиями Владимира Брагинского и его коллег из МГУ, в эту гонку вступил и СССР (см. статью 1972 года об отсутствии гравитационно-волновых сигналов). Интересный рассказ о тех временах есть в эссе Если девушка попадет в дыру…. Брагинский, кстати, — один из классиков всей теории квантовых оптических измерений; он первым пришел к понятию стандартного квантового предела измерений — ключевому ограничению в оптических измерениях — и показал, как их в принципе можно преодолевать. Резонансная схема Вебера совершенствовалась, и благодаря глубокому охлаждению установки шумы удалось резко снизить (см. список и историю этих проектов). Однако точность таких цельнометаллических детекторов всё еще была недостаточна для надежного детектирования ожидаемых событий, да и к тому же они настроены резонировать лишь на очень узком диапазоне частот вблизи килогерца.

Намного более перспективными казались детекторы, в которых используется не один резонирующий объект, а отслеживается расстояние между двумя не связанными друг с другом, независимо подвешенными телами, например двумя зеркалами. Из-за колебания пространства, вызванного гравитационной волной, расстояние между зеркалами будет то чуть больше, то чуть меньше. При этом чем больше длина плеча, тем большее абсолютное смещение вызовет гравитационная волна заданной амплитуды. Эти колебания сможет почувствовать лазерный луч, бегающий между зеркалами. Такая схема способна регистрировать колебания в широком диапазоне частот, от 10 герц до 10 килогерц, и это именно тот интервал, в котором будут излучать сливающиеся пары нейтронных звезд или черных дыр звездных масс.

Современная реализация этой идеи на основе интерферометра Майкельсона выглядит следующим образом (рис. 5). В двух длинных, длиной в несколько километров, перпендикулярных друг другу вакуумных камерах подвешиваются зеркала. На входе в установку лазерный луч расщепляется, идет по обеим камерам, отражается от зеркал, возвращается обратно и вновь соединяется в полупрозрачном зеркале. Добротность оптической системы исключительно высока, поэтому лазерный луч не просто проходит один раз туда-обратно, а задерживается в этом оптическом резонаторе надолго. В «спокойном» состоянии длины подобраны так, чтобы два луча после воссоединения гасили друг друга в направлении датчика, и тогда фотодетектор оказывается в полной тени. Но стоит лишь зеркалам под действием гравитационных волн сместиться на микроскопическое расстояние, как компенсация двух лучей станет неполной и фотодетектор уловит свет. И чем сильнее смещение, тем более яркий свет увидит фотодатчик.

Слова «микроскопическое смещение» даже близко не передают всей тонкости эффекта. Смещение зеркал на длину волны света, то есть микрон, заметить проще простого даже без каких-либо ухищрений. Но при длине плеча 4 км это отвечает колебаниям пространства-времени с амплитудой 10⁻¹⁰. Заметить смещение зеркал на диаметр атома тоже не представляет проблем — достаточно запустить лазерный луч, который пробежит туда-сюда тысячи раз и получит нужный набег фазы. Но и это дает от силы 10⁻¹⁴. А нам нужно спуститься по шкале смещений еще в миллионы раз, то есть научиться регистрировать сдвиг зеркала даже не на один атом, а на тысячные доли атомного ядра!

На пути к этой поистине поразительной технологии физикам пришлось преодолевать множество трудностей. Некоторые из них чисто механические: требуется повесить массивные зеркала на подвесе, который висит на другом подвесе, тот на третьем подвесе и так далее — и всё для того, чтобы максимально избавиться от посторонней вибрации. Другие проблемы тоже инструментальные, но оптические. Например, чем мощнее луч, циркулирующий в оптической системе, тем более слабое смещение зеркал можно будет заметить фотодатчиком. Но слишком мощный луч будет неравномерно нагревать оптические элементы, что пагубно скажется на свойствах самого луча. Этот эффект надо как-то компенсировать, и для этого в 2000-х годах была запущена целая исследовательская программа по этому поводу (рассказ об этом исследовании см. в новости Преодолено препятствие на пути к высокочувствительному детектору гравитационных волн, «Элементы», 27.06.2006). Наконец, есть чисто фундаментальные физические ограничения, связанные с квантовым поведением фотонов в резонаторе и принципом неопределенности. Они ограничивают чувствительность датчика величиной, которая называется стандартный квантовый предел. Однако физики с помощью хитро приготовленного квантового состояния лазерного света уже научились преодолевать и его (J. Aasi et al., 2013. Enhanced sensitivity of the LIGO gravitational wave detector by using squeezed states of light).

В гонке за гравитационными волнами участвует целый список стран; своя установка есть и в России, в Баксанской обсерватории, и о ней, кстати, рассказывается в документальном научно-популярном фильме Дмитрия Завильгельского «В ожидании волн и частиц». Лидерами этой гонки сейчас являются две лаборатории — американский проект LIGO и итальянский детектор Virgo. LIGO включает в себя два одинаковых детектора, расположенных в Ханфорде (штат Вашингтон) и в Ливингстоне (штат Луизиана) и разнесенных друг от друга на 3000 км. Наличие двух установок важно сразу по двум причинам. Во-первых, сигнал будет считаться зарегистрированным, только если его увидят оба детектора одновременно. А во-вторых, по разности прихода гравитационно-волнового всплеска на две установки — а она может достигать 10 миллисекунд — можно примерно определить, из какой части неба этот сигнал пришел. Правда, с двумя детекторами погрешность будет очень большой, но когда в работу вступит Virgo, точность заметно повысится.

Строго говоря, впервые идея интерферометрического детектирования гравитационных волн была предложена советскими физикам М. Е. Герценштейном и В. И. Пустовойтом в далеком 1962 году. Тогда только-только был придумал лазер, а Вебер приступал к созданию своих резонансных детекторов. Однако эта статья не была замечена на западе и, говоря по правде, не повлияла на развитие реальных проектов (см. исторический обзор Physics of gravitational wave detection: resonant and interferometric detectors).

Создание гравитационной обсерватории LIGO было инициативой трех ученых из Массачусетского технологического института (MIT) и из Калифорнийского технологического института (Калтеха). Это Райнер Вайсс (Rainer Weiss), который реализовал идею интерферометрического гравитационно-волнового детектора, Рональд Дривер (Ronald Drever), добившийся достаточной для регистрации стабильности лазерного света, и Кип Торн, теоретик-вдохновитель проекта, ныне хорошо известный широкой публике в качестве научного консультанта фильма «Интерстеллар». О ранней истории создания LIGO можно прочитать в недавнем интервью Райнера Вайсса и в воспоминаниях Джона Прескилла.

Деятельность, связанная с проектом интерферометрического детектирования гравитационных волн, началась в конце 1970-х годов, и поначалу реальность этой затеи тоже у многих вызывала сомнения. Однако после демонстрации ряда прототипов был написан и одобрен нынешний проект LIGO. Его строили в течение всего последнего десятилетия XX века.

Хотя первоначальный импульс проекту задали США, обсерватория LIGO является по-настоящему международным проектом. В него вложились, финансово и интеллектуально, 15 стран, и членами коллаборации числятся свыше тысячи человек. Важную роль в реализации проекта сыграли советские и российские физики. С самого начала активное участие в реализации проекта LIGO принимала уже упомянутая группа Владимира Брагинского из МГУ, а позже к коллаборации присоединился и Институт прикладной физики из Нижнего Новгорода.

Обсерватория LIGO заработала в 2002 году и вплоть до 2010 года на ней прошло шесть научных сеансов наблюдений. Никаких гравитационно-волновых всплесков достоверно обнаружено не было, и физики смогли лишь установить ограничения сверху на частоту таких событий. Это, впрочем, не слишком их удивляло: оценки показывали, что в той части Вселенной, которую тогда «прослушивал» детектор, вероятность достаточно мощного катаклизма была невелика: примерно один раз в несколько десятков лет.

Финишная прямая

С 2010 по 2015 годы коллаборации LIGO и Virgo кардинально модернизировали аппаратуру (Virgo, впрочем, еще в процессе подготовки). И вот теперь долгожданная цель находилась в прямой видимости. LIGO — а точнее, aLIGO (Advanced LIGO) — теперь была готова отлавливать всплески, порожденные нейтронными звездами, на расстоянии 60 мегапарсек, и черными дырами — в сотни мегапарсек. Объем Вселенной, открытой для гравитационно-волнового прослушивания, вырос по сравнению с прошлыми сеансами в десятки раз.

Конечно, нельзя предсказать, когда и где будет следующий гравитационно-волновой «бабах». Но чувствительность обновленных детекторов позволяла рассчитывать на несколько слияний нейтронных звезд в год, так что первый всплеск можно было ожидать уже в ходе первого четырехмесячного сеанса наблюдений. Если же говорить про весь проект aLIGO длительностью в несколько лет, то вердикт был предельно ясным: либо всплески посыплются один за другим, либо что-то в ОТО принципиально не работает. И то, и другое станет большим открытием.

С 18 сентября 2015 года до 12 января 2016 года прошел первый сеанс наблюдений aLIGO. В течение всего этого времени по интернету гуляли слухи о регистрации гравитационных волн, но коллаборация хранила молчание: «мы набираем и анализируем данные и пока не готовы сообщить о результатах». Дополнительную интригу создавало то, что в процессе анализа сами члены коллаборации не могут быть полностью уверены, что они видят реальный гравитационно-волновой всплеск. Дело в том, что в LIGO в поток настоящих данных изредка искусственно внедряется сгенерированный на компьютере всплеск. Он называется «слепой вброс», blind injection, и из всей группы только три человека (!) имеют доступ к системе, которая осуществляет его в произвольный момент времени. Коллектив должен отследить этот всплеск, ответственно проанализировать его, и только на самых последних этапах анализа «открываются карты» и члены коллаборации узнают, было это реальным событием или же проверкой на бдительность. Между прочим, в одном таком случае в 2010 году дело даже дошло до написания статьи, но обнаруженный тогда сигнал оказался именно «слепым вбросом».

Лирическое отступление

Чтобы еще раз почувствовать торжественность момента, я предлагаю взглянуть на эту историю с другой стороны, изнутри науки. Когда сложная, неприступная научная задача не поддается несколько лет — это обычный рабочий момент. Когда она не поддается в течение более чем одного поколения, она воспринимается совершенно иначе.

Школьником ты читаешь научно-популярные книжки и узнаешь про эту сложную для решения, но страшно интересную научную загадку. Студентом ты изучаешь физику, делаешь доклады, и иногда, к месту или нет, люди вокруг тебя напоминают о ее существовании. Потом ты сам занимаешься наукой, работаешь в другой области физики, но регулярно слышишь про безуспешные попытки ее решить. Ты, конечно, понимаешь, что где-то ведется активная деятельность по ее решению, но итоговый результат для тебя как человека со стороны остается неизменным. Проблема воспринимается как статичный фон, как декорация, как вечный и почти неизменный на масштабах твоей научной жизни элемент физики. Как задача, которая всегда была и будет.

А потом — ее решают. И резко, на масштабах нескольких дней, ты чувствуешь, что физическая картина мира поменялась и что теперь ее надо формулировать в других выражениях и задавать другие вопросы.

Для людей, которые непосредственно работают над поиском гравитационных волн, эта задача, разумеется, не оставалась неизменной. Они видят цель, они знают, чего надо достигнуть. Они, конечно, надеются, что природа им тоже пойдет навстречу и подкинет в какой-нибудь близкой галактике мощный всплеск, но одновременно они понимают, что, даже если природа не будет так благосклонна, ей от ученых уже не спрятаться. Вопрос лишь в том, когда именно они смогут достичь поставленные технические цели. Рассказ об этом ощущении от человека, который несколько десятилетий занимался поиском гравитационных волн, можно услышать в упомянутом уже фильме «В ожидании волн и частиц».

Открытие

11 февраля всё открылось. Коллаборация LIGO провела пресс-конференцию, и одновременно с этом в журнале Physical Review Letters вышла совместная статья коллабораций LIGO и Virgo Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger, прямым текстом сообщающая об открытии гравитационных волн. Причем любопытно, что событие, получившее рядовое обозначение GW150914, было зарегистрировано еще 14 сентября, то есть за четыре дня до официального старта наблюдательного сеанса, когда детекторы уже находились в полностью рабочем режиме и завершались последние технические проверки. Полный любопытных подробностей рассказ о том, что творилось в те дни в самой коллаборации LIGO, читайте в заметке Here’s the first person to spot those gravitational waves.

На рис. 7 показан главный результат: профиль сигнала, зарегистрированного обоими детекторами. Видно, что на фоне шумов сначала слабо проступает, а потом нарастает по амплитуде и по частоте колебание нужной формы. Сравнение с результатами численного моделирования позволило выяснить, слияние каких объектов мы наблюдали: это были черные дыры с массами примерно 36 и 29 солнечных масс, которые слились в одну черную дыру массой 62 солнечных массы (погрешность всех этих чисел, отвечающая 90-процентному доверительному интервалу, составляет 4 солнечных массы). Авторы мимоходом замечают, что получившаяся черная дыра — самая тяжелая из когда-либо наблюдавшихся черных дыр звездных масс. Разница между суммарной массой двух исходных объектов и конечной черной дырой составляет 3±0,5 солнечных масс. Этот гравитационный дефект масс примерно за 20 миллисекунд полностью перешел в энергию излученных гравитационных волн. Расчеты показали, что пиковая гравитационно-волновая мощность достигала 3,6·10⁵⁶ эрг/с, или, в пересчете на массу, примерно 200 солнечных масс в секунду.

Статистическая значимость обнаруженного сигнала составляет 5,1σ. Иными словами, если предположить, что это статистические флуктуации наложились друг на друга и чисто случайно выдали подобный всплеск, такого события пришлось бы ждать 200 тысяч лет. Это позволяет с уверенностью заявить, что обнаруженный сигнал не является флуктуацией.

Максимальная амплитуда колебаний в этом всплеске составила 10⁻²¹. Зная массы исходных объектов, можно вычислить излученную мощность, и, сравнив с этой амплитудой, выяснить, как далеко произошло это слияние. Оценка расстояния до него — примерно 1,3 млрд св. лет, ((410^{+160}_{-180}) Мпк, красное смещение (z = 0.09^{+0.03}_{-0.04})). Из сравнения с моделированием были также получены ограничения на вращение черной дыры. Детальное обсуждение профиля GW150914, погрешностей измерения, и сравнения с моделированием приводится в сопровождающих статьях. На сайте коллаборации выложена также подробная информация по этому событию.

Временная задержка между двумя детекторами составила примерно 7 миллисекунд. Это позволило оценить направление прихода сигнала (рис. 9). Поскольку детекторов только два, локализация вышла очень приблизительной: подходящая по параметрам область небесной сферы составляет 600 квадратных градусов.

Коллаборация LIGO не ограничилась одной лишь констатацией факта регистрации гравитационных волн, но и провела первый анализ того, какие это наблюдение имеет последствия для астрофизики. В статье Astrophysical implications of the binary black hole merger GW150914, опубликованной в тот же день в журнале The Astrophysical Journal Letters, авторы оценили, с какой частотой происходят такие слияния черных дыр. Получилось как минимум одно слияние в кубическом гигапарсеке за год, что сходится с предсказаниями наиболее оптимистичных в этом отношении моделей.

О чем расскажут гравитационные волны

Открытие нового явления после десятилетий поисков — это не завершение, а лишь начало нового раздела физики. Конечно, регистрация гравитационных волн от слияния черных двух важна сама по себе. Это прямое доказательство и существования черных дыр, и существования двойных черных дыр, и реальности гравитационных волн, и, если говорить вообще, доказательство правильности геометрического подхода к гравитации, на котором базируется ОТО. Но для физиков не менее ценно то, что гравитационно-волновая астрономия становится новым инструментом исследований, позволяет изучать то, что раньше было недоступно.

Во-первых, это новый способ рассматривать Вселенную и изучать космические катаклизмы. Для гравитационных волн нет препятствий, они без проблем проходят вообще сквозь всё во Вселенной. Они самодостаточны: их профиль несет информацию о породившем их процессе. Наконец, если один грандиозный взрыв породит и оптический, и нейтринный, и гравитационный всплеск, то можно попытаться поймать все их, сопоставить друг с другом, и разобраться в недоступных ранее деталях, что же там произошло. Уметь ловить и сравнивать такие разные сигналы от одного события — главная цель всесигнальной астрономии.

Когда детекторы гравитационных волн станут еще более чувствительными, они смогут регистрировать дрожание пространства-времени не в сам момент слияния, а за несколько секунд до него. Они автоматически пошлют свой сигнал-предупреждение в общую сеть наблюдательных станций, и астрофизические спутники-телескопы, вычислив координаты предполагаемого слияния, успеют за эти секунды повернуться в нужном направлении и начать съемку неба до начала оптического всплеска.

Во-вторых, гравитационно-волновой всплеск позволит узнать новое про нейтронные звезды, самые интересные объекты во Вселенной. Слияние нейтронных звезд — это, фактически, самый последний и самый экстремальный эксперимент над нейтронными звездами, который природа может поставить для нас, а нам как зрителям останется только наблюдать результаты. Наблюдательные последствия такого слияния могут быть разнообразными (рис. 10), и, набрав их статистику, мы сможем лучше понимать поведение нейтронных звезд в таких экзотических условиях. Обзор современного состояния дел в этом направлении можно найти в недавней публикации S. Rosswog, 2015. Multi-messenger picture of compact binary mergers.

В-третьих, регистрация всплеска, пришедшего от сверхновой, и сопоставление его с оптическими наблюдениями позволит наконец-то разобраться в деталях, что же там происходит внутри, в самом начале коллапса. Сейчас у физиков по-прежнему остаются сложности с численным моделированием этого процесса.

В-четвертых, у физиков, занимающихся теорией гравитации, появляется вожделенная «лаборатория» по изучению эффектов сильной гравитации. До сих пор все эффекты ОТО, которые мы могли непосредственно наблюдать, относились к гравитации в слабых полях. О том, что происходит в условиях сильной гравитации, когда искажения пространства-времени начинают сильно взаимодействовать сами с собой, мы могли догадываться лишь по косвенным проявлениям, через оптический отголосок космических катастроф.

В-пятых, появляется новая возможность для проверки экзотических теорий гравитации. Таких теорий в современной физике уже много, см. например посвященную им главу из популярной книги А. Н. Петрова «Гравитация». Некоторые из этих теорий напоминают обычную ОТО в пределе слабых полей, но могут сильно от нее отличаться, когда гравитация становится очень сильной. Другие допускают существование у гравитационных волн нового типа поляризации и предсказывают скорость, слегка отличающуюся от скорости света. Наконец, есть и теории, включающие дополнительные пространственные измерения. Что можно будет сказать по их поводу на основе гравитационных волн — вопрос открытый, но ясно, что кое-какой информацией здесь можно будет поживиться. Рекомендуем также почитать мнение самих астрофизиков о том, что изменится с открытием гравитационных волн, в подборке на Постнауке.

Планы на будущее

Перспективы гравитационно-волновой астрономии — самые воодушевляющие. Сейчас завершился лишь первый, самый короткий наблюдательный сеанс детектора aLIGO — и уже за это короткое время был пойман четкий сигнал. Точнее будет сказать так: первый сигнал был пойман еще до официального старта, и коллаборация пока что не отчиталась о всех четырех месяцах работы. Кто знает, может там уже есть несколько дополнительных всплесков? Так или иначе, но дальше, по мере увеличения чувствительности детекторов и расширения доступной для гравитационно-волновых наблюдений части Вселенной, количество зарегистрированных событий будет расти лавинообразно.

Ожидаемое расписание сеансов сети LIGO-Virgo показано на рис. 11. Второй, шестимесячный, сеанс начнется в конце этого года, третий сеанс займет почти весь 2018 год, и на каждом этапе чувствительность детектора будет расти. В районе 2020 года aLIGO должна выйти на запланированную чувствительность, которая позволит детектору прощупывать Вселенную на предмет слияния нейтронных звезд, удаленных от нас на расстояния до 200 Мпк. Для еще более энергетических событий слияния черных дыр чувствительность может добивать чуть ли до гигапарсека. Так или иначе, доступный для наблюдения объем Вселенной возрастет по сравнению с первым сеансом еще в десятки раз.

В конце этого года в игру также вступит и обновленная итальянская лаборатория Virgo. У нее чувствительность чуть поменьше, чем у LIGO, но тоже вполне приличная. За счет метода триангуляции, тройка разнесенных в пространстве детекторов позволит намного лучше восстанавливать положение источников на небесной сфере. Если сейчас, с двумя детекторами, область локализации достигает сотен квадратных градусов, то три детектора позволят уменьшить ее до десятков. Кроме того, в Японии сейчас строится аналогичная гравитационно-волновая антенна KAGRA, которая начнет работу через два-три года, а в Индии, в районе 2022 года, планируется запустить детектор LIGO-India. В результате спустя несколько лет будет работать и регулярно регистрировать сигналы целая сеть гравитационно-волновых детекторов (рис. 13).

Наконец, существуют планы по выводу гравитационно-волновых инструментов в космос, в частности, проект eLISA. Два месяца назад был запущен на орбиту первый, пробный спутник, задачей которого будет проверка технологий. До реального детектирования гравитационных волн здесь еще далеко. Но когда эта группа спутников начнет собирать данные, она откроет еще одно окно во Вселенную — через низкочастотные гравитационные волны. Такой всеволновой подход к гравитационным волнам — главная цель этой области в далекой перспективе.

Параллели

Открытие гравитационных волн стало уже третьим за последние годы случаем, когда физики наконец-то пробились через все препятствия и добрались до неизведанных ранее тонкостей устройства нашего мира. В 2012 году был открыт хиггсовский бозон — частица, предсказанная почти за полвека от этого. В 2013 году нейтринный детектор IceCube доказал реальность астрофизических нейтрино и начал «разглядывать вселенную» совершенно новым, недоступном ранее способом — через нейтрино высоких энергий. И вот сейчас природа поддалась человеку еще раз: открылось гравитационно-волновое «окно» для наблюдений вселенной и, одновременно с этим, стали доступны для прямого изучения эффекты сильной гравитации.

Надо сказать, нигде здесь не было никакой «халявы» со стороны природы. Поиски велись очень долго, но она не поддавалась потому, что тогда, десятилетия назад, аппаратура не дотягивала до результата по энергии, по масштабам, или по чувствительности. Привело к цели именно неуклонное, целенаправленное развитие технологий, развитие, которое не остановили ни технические сложности, ни отрицательные результаты прошлых лет.

И во всех трех случаях сам по себе факт открытия стал не завершением, а, наоборот, началом нового направления исследований, стал новым инструментом прощупывания нашего мира. Свойства хиггсовского бозона стали доступны измерению — и в этих данных физики пытаются разглядеть эффекты Новой физики. Благодаря возросшей статистике нейтрино высоких энергий, нейтринная астрофизика делает первые шаги. Как минимум то же самое сейчас ожидается и от гравитационно-волновой астрономии, и для оптимизма есть все основания.

Источники:
1) LIGO Scientific Coll. and Virgo Coll. Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger // Phys. Rev. Lett. Published 11 February 2016.
2) Detection Papers — список технических статей, сопровождающих основную статью об открытии.
3) E. Berti. Viewpoint: The First Sounds of Merging Black Holes // Physics. 2016. V. 9. N. 17.

Обзорные материалы:
1) David Blair et al. Gravitational wave astronomy: the current status // arXiv:1602.02872 [physics.ins-det].
2) Benjamin P. Abbott and LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration. Prospects for Observing and Localizing Gravitational-Wave Transients with Advanced LIGO and Advanced Virgo // Living Rev. Relativity. 2016. V. 19. N. 1.
3) O. D. Aguiar. The Past, Present and Future of the Resonant-Mass Gravitational Wave Detectors // Res. Astron. Astrophys. 2011. V. 11. N. 1.
4) The search for gravitational waves — подборка материалов на сайте журнала Science по поиску гравитационных волн.
5) Matthew Pitkin, Stuart Reid, Sheila Rowan, Jim Hough. Gravitational Wave Detection by Interferometry (Ground and Space) // arXiv:1102.3355 [astro-ph.IM].
6) В. Б. Брагинский. Гравитационно-волновая астрономия: новые методы измерений // УФН. 2000. Т. 170. С. 743–752.
7) Peter R. Saulson. Physics of Gravitational Wave Detection: Resonant and Interferometric Detectors.

Видеоматериалы:
1) Пресс-конференция LIGO о регистрации гравитационных волн — видеозапись исторической пресс-конференции и специальный выпуск программы Алексея Семихатова «Вопрос науки», посвященный открытию гравитационных волн.
2) «В ожидании волн и частиц», документальный и научно-популярный фильм режиссёра Дмитрия Завильгельского про поиски гравитационных волн и экзотических частиц, призер фестиваля «360 градусов», финалист национальной премии «Лавр-2015».
3) Gravitational waves explained, видеоролик с популярным объяснением гравитационных волн от создателя комиксов PhDComics.
4) Гравитационные волны // видеорассказ Сергея Попова в проекте «Постнаука» о черных дырах и гравитационных волнах.

Популярные материалы:
1) К. Постнов. Гравитационные волны, «Постнаука», 2016.
2) В. Н. Руденко. «Поиск гравитационных волн». Глава из книги, Издательство «Век 2», 2007 г.
3) А. Левин. Рябь пространства-времени // «Популярная механика», №6, 2006.
4) С. Попов, М. Прохоров. Призрачные волны Вселенной, «Вокруг света», 2007.
5) В. М. Липунов. Гравитационно-волновое небо // СОЖ, Т. 6, №4, 2000.
6) Гравитационные волны, текстовая расшифровка беседы В. Б. Брагинского и М. В. Сажина в передаче Александра Гордона.
7) О. Андреева, М. Казанович. Если девушка попадет в дыру…, «Эксперт», 2012.
Точка зрения: Что изменит открытие гравитационных волн, «Постнаука», 12.02.2016.

Игорь Иванов