ГРАВИТАЦИО́ННЫЕ ВО́ЛНЫ

ГРАВИТАЦИО́ННЫЕ ВО́ЛНЫ (гравитационное излучение), колебательное изменение гравитационного поля, распространяющееся от источника в пространстве с фундаментальной скоростью $c$, равной скорости распространения света. Источником Г. в. являются любые массы, движущиеся с переменным ускорением. Подобно электродинамике, предсказывающей существование не связанного с зарядами свободного электромагнитного поля – электромагнитных волн, релятивистская теория гравитации – общая теория относительности (ОТО) – предсказывает существование не связанного с массами свободного гравитационного поля – Г. в. Воздействуя на тела, Г. в., имеющие энергию и импульс, должны вызывать относительное смещение их частей (деформацию). На этом явлении основаны эксперименты по их обнаружению, однако они очень сложны из-за чрезвычайно малой интенсивности Г. в. и их очень слабого взаимодействия с веществом.

В отличие от электродинамики, в ОТО нет положительных и отрицательных зарядов [все гравитационные заряды (массы) притягиваются друг к другу], причём гравитационная масса равна инертной для всех тел (этот опытный факт называется эквивалентности принципом). Поэтому не существует дипольных гравитационных излучателей, а есть только квадрупольные, которые можно представить как два близко расположенных диполя, которые частично «гасят» друг друга. Мощность $W$ излучения источника (т. е. нескольких движущихся масс) пропорциональна квадрату третьей производной по времени $t$ от квадрупольного момента этой группы масс: $$W = G(d^3D_{ik}/dt^3)^2/45c^5,\tag{1}$$ где $G$ – гравитационная постоянная, $D_{ik}$ – компоненты квадрупольного момента масс.

В лаборатории на Земле можно создать лишь источники Г. в. весьма малой мощности. Например, если вращать стальной цилиндр массой 1 т вокруг оси, перпендикулярной оси цилиндра, со скоростью, при которой центробежные натяжения близки к разрывным, то мощность гравитационного излучения не превысит 10^–30 Вт.

Основными источниками Г. в. являются астрофизические объекты и явления, такие как тесные двойные звёздные системы, быстровращающиеся пульсары, столкновения нейтронных звёзд или чёрных дыр, взрывы сверхновых звёзд и др. Движущиеся близко друг к другу массивные астрофизические объекты могут быть источником мощного гравитационного излучения. Так, например, двойная звезда $ι$ Волопаса, две компоненты которой имеют массы порядка массы Солнца, испускает гравитационное излучение мощностью порядка 2·10²³ Вт с периодом ок. 3 ч. Эта мощность равна примерно 0,1% мощности всего электромагнитного излучения Солнца. Звезда $ι$ Волопаса находится на расстоянии 4·10¹⁷ м от Солнца, и плотность потока мощности гравитационного излучения от неё вблизи Земли составляет порядка 10^–15 Вт/м².

Открытие в 1972 двойных нейтронных звёзд (компактных звёзд радиусом ок. 10 км и массой порядка массы Солнца) позволило проверить справедливость формулы (1): энергия на гравитационное излучение черпается парой звёзд из статической энергии их ньютоновского притяжения. В результате звёзды сближаются и, соответственно, сокращается период обращения вокруг общего центра масс звёзд. Прецизионные измерения темпа сокращения периода обращения этих нейтронных звёзд подтвердили справедливость формулы (1) с точностью ±2% (Дж. Тейлор, Р. Халс, Нобелевская премия, 1993).

Ещё более мощным источником гравитационного излучения должны быть астрофизические катастрофы. Например, при слиянии двух нейтронных звёзд всплеск гравитационного излучения должен иметь полную энергию ок. 10^–2Mc² (где M – масса звезды), т. е. ок. 10⁴⁵ Дж. Продолжительность такого всплеска – несколько секунд, в течение которых частота Г. в. изменяется от нескольких десятков до нескольких сотен герц, а амплитуда сначала плавно нарастает, достигая максимума на частоте ок. 500 Гц, а затем резко убывает. Астрофизический прогноз таких событий – одно слияние примерно 1 раз в 10⁴ лет в одной галактике. В сфере радиусом R=10²⁴ м (т. е. ок. 100 млн. световых лет) содержится в среднем 10⁵ галактик. Поэтому наземный наблюдатель может ожидать прохождение вблизи Земли одного всплеска гравитационного излучения от слияния нейтронных звёзд примерно 1 раз в месяц.

Регистрация всплеска Г. в. – одна из целей программы нескольких проектов наземных гравитационных антенн, разрабатываемых в более чем 20 лабораториях разных стран. Кроме обнаружения и изучения формы всплесков, предполагается обнаружить и другие гравитационно-волновые сигналы. Основной элемент гравитационной антенны – две пробные массы, разнесённые на значительное расстояние L. Градиент ускорений создаёт разницу ускорений одной массы относительно другой. Эта разница ускорений порождает колебания одной массы относительно другой. Амплитуда этих колебаний ΔL≈hL/2, где h – безразмерная амплитуда волны, которая может быть рассчитана из плотности потока мощности. Для приведённого выше примера всплеска излучения от слияния нейтронных звёзд, произошедшего на расстоянии 100 млн. световых лет от Земли, величина h≈10^–21.

Проект LIGO

Гравитационно-волновой детектор в Ханфорде – один из двух детекторов обсерватории LIGO.

Крупнейшим проектом по экспериментальному обнаружению Г. в. стал международный проект LIGO – Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (Лазерная интерферометрическая гравитационно-волновая обсерватория). Проект предложен в 1992 учёными из Калифорнийского технологического института и Массачусетского технологического института. Международное научное сообщество LIGO включает ок. 40 научно-исследовательских институтов и ок. 600 отдельных учёных. В составе сообщества две научные группы из России – группа под руководством В. П. Митрофанова (МГУ им. М. В. Ломоносова, Москва) и группа под руководством А. М. Сергеева (Институт прикладной физики РАН, Нижний Новгород). LIGO включает в себя два одинаковых детектора, расположенных в Ханфорде (штат Вашингтон) и Ливингстоне (штат Луизиана) и разнесённых друг от друга на 3002 км. Наличие двух установок важно по двум причинам. Во-первых, сигнал будет считаться зарегистрированным, только если его «увидят» оба детектора. Во-вторых, по разности прихода гравитационно-волнового всплеска на две установки (ок. 10 миллисекунд) можно определить направление сигнала. Основной элемент каждого детектора – Г-образная система, состоящая из двух 4-километровых плеч (L= 4 км) с высоким вакуумом внутри. Роль пробных масс играют оптические зеркала массой 20 кг, свободно подвешенные в вакууме. Эти зеркала образуют оптические резонаторы Фабри – Перо, входящие в состав высокочувствительного лазерного интерферометра.

Обсерватория LIGO вступила в строй в 2002, и вплоть до 2010 на ней прошло 6 научных сеансов наблюдений. Однако гравитационно-волновых всплесков достоверно обнаружено не было. В 2010–15 коллаборация LIGO кардинально модернизировала аппаратуру и была готова регистрировать гравитационно-волновые всплески, порождённые нейтронными звёздами, на расстоянии 60 мегапарсеков, а чёрными дырами – в сотни мегапарсеков.

11.2.2016 коллаборация LIGO объявила об экспериментальном открытии Г. в. Сигнал с амплитудой в максимуме ок. 10⁻²¹ был зарегистрирован 14.9.2015 в 9:51 по всемирному времени двумя детекторами LIGO в Ханфорде и Ливингстоне с промежутком в 7 миллисекунд. Форма сигнала совпадает с предсказанием ОТО для слияния двух чёрных дыр массами 36 и 29 масс Солнца. Образовавшаяся в результате слияния чёрная дыра должна иметь массу в 62 массы Солнца. Расстояние до источника Г. в. составило ок. 1,3 млрд. световых лет. Энергия, излучённая в виде Г. в. за примерно 20 миллисекунд, эквивалентна 3±0,5 массам Солнца.

Проект LISA

В 2004 начались предварительные исследования по созданию космической лазерной гравитационной антенны – международный проект LISA (Laser Interferometer Space Antenna; Лазерная интерферометрическая космическая антенна). LISA – планируемый совместный эксперимент НАСА и Европейского космического агентства для регистрации и исследования Г. в. от источников с расстояний, близких к космологическим (т. е. R ≈ 3·10²⁶ м). Предполагаемый год запуска космической антенны – 2029. Измерения будут проводиться при помощи трёх космических аппаратов, расположенных в вершинах правильного треугольника. Две стороны этого треугольника длиной 1 млн. км будут образовывать плечи гигантского интерферометра Майкельсона. Измерения относительных изменений длин плеч интерферометра по сдвигу фазы лазерного луча позволят обнаружить прохождение Г. в. Предполагается осуществить этот проект в частотном диапазоне от 10^–2 до 10^–5 Гц. Цель проекта – не только детектирование Г. в., но и измерение их поляризации и направления на их источник, а в конечном итоге – построение карты неба с угловым разрешением порядка нескольких градусов путём исследования низкочастотного гравитационного излучения. В декабре 2015 был запущен спутник LISA Pathfinder для тестирования оборудования будущего проекта LISA.