13.10.2017

Нобелевская премия по физике — 2017

Нобелевская премия по физике за 2017 год была присуждена Райнеру Вайссу, Кипу Торну, и Барри Бэришу с формулировкой «за решающий вклад в создание детектора LIGO и регистрацию гравитационных волн». После недавнего сенсационного открытия гравитационных волн Вайсс, Торн, и Рональд Древер (а после его кончины в марте этого года — Бэриш), которых считают отцами-основателями проекта LIGO, уже успели собрать впечатляющую коллекцию крупнейших научных призов. Вряд ли приходилось сомневаться, что они в ближайшее время получат и Нобелевскую премию. Однако за тем восторгом, которым сейчас наполнены рассказы об открывающейся перед нами гравитационно-волновой астрономии, уже теряется ощущение того, насколько тернистым и извилистым был в реальности путь к открытию.

Эйнштейн

Всю историю поиска гравитационных волн можно уместить в один твит: «Сто лет назад Эйнштейн предсказал гравитационные волны, их долго искали, всё улучшали детектор и в прошлом году наконец-то обнаружили». Всё верно, но, как и многие другие истории успеха, это достижение экспериментальной физики поучительно не столько конечным результатом — про который мы и так подробно рассказывали, — сколько трудностями, которые пришлось преодолеть. И развитие событий тут было вовсе не прямолинейным и равномерным — физики вышли из пункта A и пришли в пункт B, — а очень разветвленным и извилистым.

Вы не поверите, но мысль о том, что искривление пространства может перемещаться в виде волны, была впервые высказана знаменитым математиком Уильямом Клиффордом еще в 1876 году, за сорок лет до создания Общей теории относительности (ОТО) Эйнштейна. Конечно, он тогда не имел в виду волны гравитации. В духе исследований того времени, он пытался представить себе картину мира, в которой сами частицы материи являлись бы такими искривлениями пространства, а волнообразное перемещение этих искривлений нами воспринималось бы как движение частиц. Очень радикальное предложение, которое, впрочем, так и не получило дальнейшего развития.

Затем, уже в начале XX века, после создания Специальной теории относительности (СТО), несколько авторов пытались включить в нее и гравитацию. Среди них был и Анри Пуанкаре, который уже серьезно обсуждал волны гравитации, перемещающиеся, по аналогии с электромагнитными волнами, со скоростью света. Однако только в 1915 году Эйнштейну в рамках ОТО удалось дать общековариантное описание гравитации как геометрического эффекта. Так родилась современная теория гравитации.

А потом последовала чехарда длиной в несколько десятилетий (за подробностями отсылаем к историческим обзорам 1602.04040, 1602.04674, и 1610.08803, а на русском языке — к книге Александра Петрова «Гравитация. От хрустальных сфер до кротовых нор»). Исследуя уравнения только что построенной теории, Эйнштейн заявляет в феврале 1916 года, что волнообразных решений он в них не обнаружил (все статьи Эйнштейна, кстати, доступны в специальном проекте The collected papers of Albert Einstein). Полгода спустя, однако, он меняет свое мнение. Получше разобравшись с уравнениями, он находит решение, описывающее слабые гравитационные волны, которые движутся со скоростью света. Среди нескольких вариантов решений он прозорливо отделяет те, которые описывают настоящие физические колебания гравитации, от математических фантомов — решений, которые на самом деле не отличаются от статической ситуации и не переносят никакую энергию, а выглядят волнообразно лишь потому, что в них в скрытом виде используется волнообразная замена координат.

В 1936–1938 году Эйнштейн снова вернулся к этой теме и опять — с радикальным заявлением: гравитационных волн не существует! В статье с Натаном Розеном он сообщает о том, что в решениях, описывающих гравитационные волны, обнаружились сингулярности, что автоматически делает их нефизическими. С этой работой, кстати, связан знаменитый конфликт Эйнштейна с редактором журнала: статья была послана в Physical Review, редактор направил ее рецензенту, рецензент обнаружил недостатки, и Эйнштейну было предложено их исправить. На это Эйнштейн, с едва сдерживаемым гневом, отрезал: статья была направлена в журнал для публикации, а не для того, чтобы редактор показывал ее кому бы то ни было до публикации. И уж тем более не для того, чтобы Эйнштейн отвечал «...на эти, несомненно ошибочные, возражения анонимного рецензента». Рецензент, однако, оказался прав, и Эйнштейн тоже это быстро осознал. В 1937–1938 годах вышли его статьи с описанием цилиндрических (а не плоских) гравитационных волн, в которых сингулярность имеет естественное происхождение. Впрочем, свое обещание никогда больше не публиковаться в этом журнале, которое он в пылу спора дал в виде «наказания» редактору, Эйнштейн все-таки сдержал. (См. заметку Виталия Мацарского «Разгневанный Эйнштейн и «темный» рецензент».)

Ситуация с физической реальностью гравитационных волн, тем не менее, всё равно не улеглась, но теперь споры крутились вокруг вопроса о том, переносят ли вообще гравитационные волны энергию или нет. Если переносят — есть шанс их изучать экспериментально, если нет — они становятся «вещью в себе», недоступной эксперименту. Вопрос оказался очень тонким, и консенсус был достигнут только в ходе интенсивных обсуждений в 1957 году на знаменитой конференции в Чапел-Хилл (см. The Role of Gravitation in Physics. Report from the 1957 Chapel Hill Conference, а также текст полностью). Ну а окончательное подтверждение осязаемости гравитационных волн пришло уже в 1970-х годах, когда выяснилось, что пульсар PSR B1913+16 теряет энергию за счет гравитационного излучения ровно так, как предсказывает ОТО.

Торн и Вебер

Раз гравитационные волны реальны и переносят энергию — значит их можно попытаться зарегистрировать. Впрочем, первые же оценки Эйнштейна показали, что гравитационное излучение от лабораторных генераторов или от известных тогда астрофизических объектов настолько слабое, что зарегистрировать его попросту нереально, ни сейчас, ни в ближайшем будущем. Однако космические катастрофы, такие как взрывы сверхновых, слияние нейтронных звезд или даже черных дыр, произошедшие в нашей галактике или ее ближайших окрестностях, вполне способны породить куда более сильные гравитационные волны.

Тут надо оговориться, что предсказание того, как и с какой частотой будут происходить космические катаклизмы, способные порождать мощные гравитационные волны, — это удел астрофизиков-теоретиков. Даже в конце XX века оставались неопределенности на пару порядков, что же говорить про 60–70-е годы. Тогда это была настолько новая область, что каждое предложение казалось радикальным шагом и вызывало горячие споры. В своем недавнем интервью Кип Торн — один из лауреатов Нобеля-2017, крупнейший физик-теоретик, работавший во всех аспектах теории гравитации с 60-х годов, — рассказывает, например, о своей встрече в 1971 году с Яковом Зельдовичем, на которой тот убеждал Торна, что пара вращающихся черных дыр излучает мощные гравитационные волны. Этот образ чисто гравитационной катастрофы, которая, оставаясь невидимой, способна прогрохотать на всю вселенную, так захватил Торна, что он тут же занялся их обсчетом. В ходе этих исследований Торна и других теоретиков сложилась примерная картина того, что же должны будут ловить будущие детекторы.

Конечно, гравитационные волны, излучившиеся в таком катастрофическом событии, достигнут Земли сильно ослабленными (см. простейшие оценки в статье). Их амплитуда — относительная деформация плоского пространства-времени — составит от силы 10–16 даже для события в нашей галактике. Деформации тел, вызванные прохождением гравитационной волны, будут такого же порядка. Но хотя это мизерная величина, пытаться зарегистрировать такие относительные искажения — задача не столь безнадежная, как может показаться на первый взгляд.

Старт всей экспериментальной программе по поиску гравитационных волн дал Джозеф Вебер. С упоением изучая ОТО и воодушевленный консенсусом по поводу реальности гравитационных волн, он в своей статье 1960 года предложил первый детектор гравитационных волн — резонансный. Детектор представлял собой цельный металлический цилиндр с прикрепленными на него датчиками, который — наподобие ксилофона — должен зазвенеть на своей резонансной частоте, когда короткий всплеск гравитационных волн «ударит» по нему своей волной деформации. К 1966 году Вебер построил несколько таких детекторов по одинаковой технологии, которые работали на большом удалении друг от друга. Стартовали сеансы наблюдений, и в 1969 году Вебер сделал сенсационное заявление о нескольких случаях одновременного срабатывания детекторов, что, по его мнению, однозначно указывало на регистрацию гравитационных волн, пришедших, предположительно, из центра нашей галактики.

Сразу несколько групп экспериментаторов по всему миру, включая группу Владимира Брагинского в МГУ, бросились проверять это заявление — и, несмотря на всё улучшающуюся технологию, ничего подобного не нашли. Заявление Вебера также входило в противоречие с теоретическими ожиданиями, включая оценки того же Торна. К середине 70-х годов вышли десятки статей, сообщавших не только об отрицательных результатах поисков, но и обсуждающие возможные ошибки в работе Вебера. Научное сообщество, в целом, признало, что Вебер видел какие-то шумы или артефакты, и... с удвоенными усилиями приступило к дальнейшему совершенствованию технологий.

И вот в этом и состоит главная научная заслуга работ Вебера. Сейчас, из 2017 года, мы можем констатировать, что резонансный метод регистрации гравитационных волн оказался тупиковым: несмотря на все технические ухищрения и полувековую историю разработок, его чувствительность на порядки хуже, чем у LIGO. Однако та бурная деятельность, которую развил Вебер, включая его громкие заявления об открытии, сыграла в развитии этой области важнейшую роль: она зацепила, взбудоражила экспериментаторов. Вебер сам, словно гравитационная волна небывалой мощности, заставил «звенеть» научное сообщество — и за считаные годы гравитационные волны превратились из полуабстрактного математического вопроса в предмет активного экспериментального изучения.

Герценштейн и Пустовойт

Идея использовать свет, а не звук для регистрации прохождения гравитационных волн родилась именно в попытках придумать что-то лучшее, чем резонансный метод Вебера. Напомним вкратце суть интерферометрического метода детектирования гравитационных волн (рис. 2). Свет из лазера попадает на полупрозрачное зеркало и расщепляется на два луча, которые идут по двум взаимно перпендикулярным плечам интерферометра. В них подвешены два массивных зеркала; свет от них отражается, возвращается и вновь соединяется в полупрозрачном зеркале. В «спокойном» состоянии длины плечей подобраны так, чтобы два луча после воссоединения шли обратно в направлении лазера и гасили друг друга в направлении датчика. Тогда фотодетектор оказывается в полной тени и не видит сигнала. Гравитационная волна слегка смещает зеркала: одно плечо растягивается, второе сокращается. Это приводит к тому, что компенсация двух лучей становится неполной и часть света уже попадает на фотодатчик, причем чем сильнее смещение, тем более яркий свет он увидит.

Интерес к интерферометрическому методу связан не только с потенциально высокой чувствительностью. У интерферометра есть огромный плюс по сравнению с резонатором: он не просто позволяет регистрировать факт прихода гравитационных волн, но и отслеживает профиль гравитационно-волнового всплеска. Резонансный цилиндр настроен на строго определенную частоту: по нему стукнули, и он зазвенел. А интерферометр — это прибор с широкой спектральной чувствительностью. Он прочерчивает профиль всплеска — и по его форме сможет определить, что за объект и в ходе какого процесса излучил гравитационные волны. Более того, если мы заранее знаем, какой профиль мы ищем, то мы можем лучше отделить настоящий сигнал от фона и шумов. Наконец, если есть несколько далеких друг от друга интерферометров, то по разности фаз между пойманными ими всплесками можно вычислить направление прихода гравитационной волны. С несколькими резонирующими цилиндрами такой трюк не пройдет.

Но в эти прекрасные мечты грубо вмешивается реальность — многочисленные источники шумов, начиная от обычных вибраций и заканчивая шумами внутри самого лазера. На рис. 3 приведен ожидаемый «бюджет шумов» для детектора LIGO в его начальной стадии. При низких частотах доминируют вибрации различного происхождения, а также тепловые колебания в подвесе и в самом зеркале. При высоких частотах — всё пожирает растущий с частотой дробовой шум, неустранимый результат того, что свет регистрируется датчиком не в виде плавной волны, а отдельными отсчетами, пофотонно. И вся полувековая история поисков гравитационных волн — это, фактически, борьба с шумами.

Но мы уже забежали далеко вперед; давайте вернемся снова на полвека назад. Самое первое предложение использовать оптический, а не механический прибор для периодического измерения метрики было высказано в 1962 году в работе советских физиков М. Е. Герценштейна и В. И. Пустовойта. Начав с критики предложения Вебера по резонансному методу детектирования, авторы заметили, что гораздо удобнее для изучения релятивистского эффекта (от гравитационных волн) использовать релятивистский же инструмент — свет. Заметьте, что начало 60-х годов — это время, когда только-только был придуман лазер и физики с упоением находили новые применения этому источнику когерентного монохроматического света. И хотя никакой мало-мальски серьезной проработки в той статье представлено не было, физическая интуиция оказалась верной.

Форвард

Работа советских физиков — увы! — осталась незамеченной, да и сами авторы к этой теме больше не возвращались. Но сама по себе идея примерно в те же годы пришла в голову многим других исследователям. Тот же Вебер со своим студентом Робертом Форвардом (Robert L. Forward) в 1964 году, параллельно с работой по созданию резонансного детектора, думали также и над интерферометрическим методом. Форварда эта мысль так захватила, что он взялся за ее воплощение уже в 1966 году в лаборатории Hughes Research Laboratories, исследовательском подразделении американской военно-промышленной авиастроительной компании Хьюз Эйркрафт.

В 1971 году, вместе с коллегами, он выпустил первый отчет об этой работе. В нем Мосс, Миллер и Форвард описали свой первый скромный прототип: обычный интерферометр Майкельсона, про который мы и говорили выше, с длиной плеча 2 метра. Многие конструкторские решения, использованные тогда, кажутся сейчас нерациональными и просто забавными. Зеркала жестко крепились на оптической скамье, а не были свободно подвешены. Для изоляции от вибраций авторы поступили совсем кустарно: они положили оптическую скамью на самые обычные резиновые трубки, наполненные воздухом. В своей статье они признают, что все прочие попытки изоляции оказались куда менее успешными, и жалуются, что виброизоляция до сих пор остается скорее искусством, чем наукой.

Также в отличие от современных интерферометров, где свет, прошедший по двум плечам, воссоединяется и попадает на один фотодатчик, в том первом прототипе Мосса, Миллера и Форварда использовалось два фотодатчика и отслеживалась разница между их показаниями. Однако были предприняты усилия для подавления внутренних шумов лазера с помощью петель обратной связи: они отслеживали флуктуации лазерного света и подстраивали оптические параметры системы так, чтобы два фотодатчика выдавали одинаковый сигнал. Важнейшим результатом этих усилий стало то, что в килогерцовой области частот исследователи подавили всё, что могли с имеющимися тогда лазерами, и добрались до неустранимого дробового шума.

Заканчивалась статья кратким перечислением того, что следует сделать в будущем: взять тяжелые зеркала (для подавления тепловых шумов), подвесить их на независимых подвесах (для лучшей изоляции от вибраций), поместить всю систему в вакуум, а длину плечей увеличить до нескольких километров. И в этом коротком списке из 1971 года начинают угадываться черты нынешних детекторов.

Работы в группе Форварда продолжались еще некоторое время; отчет о них был опубликован в 1978 году. В ранний интерферометр были внесены усовершенствования: зеркала были подвешены на мягких подвесах, а эффективная длина оптического пути увеличилась до 8,5 метров. Чувствительность детектора достигла 10–16 (то есть детектор мог регистрировать смещение зеркал всего на один диаметр атомного ядра!) — и это уже было сравнимо с резонансными детекторами, которых тогда было уже немало. Детектор проработал в сумме 150 часов и набрал довольно серьезный объем данных. Однако их сравнение с сигналами, которые видели те или иные резонаторы, увы, совпадений не показало. Форвард в своей статье предлагает дальнейшие шаги по увеличению чувствительности; в частности, он предлагает увеличить эффективную длину плечей до 1 км. Однако нового финансирования получить ему не удалось, и программа была свернута.

Вайсс

Параллельно с группой Форварда над интерферометрическим методом работал и Райнер Вайсс — один из лауреатов Нобеля-2017. Он пришел к этой идее независимо, в 1967 году, преподавая ОТО в Массачусетском технологическом институте (MIT). Тогда ОТО все еще оставалась очень математизированной дисциплиной, однако работа Вебера по поиску гравитационных волн будоражила воображение студентов и заставляла Вайсса разбираться с этим вопросом. В своем недавнем интервью он рассказывает, как сел и потратил целое лето на разбор того, что тут могут дать лазерные интерферометры, и выяснил, что, вроде бы, идея работоспособная.

Раздобыв некоторое финансирование, он тоже принялся за работу. Первая его публикация на эту тему датируется 1972 годом, причем это была даже не полноценная статья, а просто технический отчет о текущей работе. То, что у Мосса, Миллера и Форварда было опущено или упомянуто лишь вскользь, нашло у Вайсса первую серьезную проработку.

Во-первых, Вайсс настаивает на том, что длина плеча интерферометра должна быть большой, сопоставимой с длиной волны гравитационной волны (а это сотни километров). Чем больше длина плеча, тем больший накопится эффект и тем более слабое колебание сможет почувствовать детектор. Даже если физическая длина плеча мала, ее всегда можно эффективно удлинить, заставив лазерный свет ходить туда-сюда между зеркалами. На предлагаемой схеме на рис. 4 видны сферические зеркала, вставленные в оба плеча, — они как раз и должны удлинить путь света (эта часть схемы подсвечена розовым).

Во-вторых, Вайсс подробно описал и изучил многочисленные источники шумов и способы борьбы с ними. Прежде всего, это амплитудные и фазовые шумы в лазере. С некоторыми из них бороться можно с помощью линий обратной связи (они обведены на схеме голубой рамкой), с другими — в особенности, с дробовым шумом — только повышением мощности лазера. Вайсс разобрал и прочие варианты шумов: тепловые колебания в зеркалах, шумы, связанные с давлением света, сейсмические и прочие вибрационные шумы, меняющееся во времени гравитационное притяжение от массивных тел, силы, вызванные флуктуациями электрических и магнитных полей, и, наконец, обсудил даже влияние космических лучей. Этот список практически совпадает с тем «бюджетом шумов», с которым приходится бороться в современных детекторах (рис. 3).

Любопытно, что в этой ранней истории фигурировал и совсем уж неожиданный персонаж — астронавт Филип Чапман (Philip K. Chapman). Перед тем как стать ученым-астронавтом, он получил докторскую степень в MIT и тоже независимо от остальных пришел к идее интерферометрического детектирования гравитационных волн. Несмотря на то что он сам не опубликовал ни одной научной статьи, ссылки на обсуждения с ним содержатся в обеих (!) описанных выше работах. Фактически, эта тройка — Форвард, Вайсс и Чапман — и были движущей силой первых серьезных работ в этом направлении.

Древер

Разработка интерферометров для детектирования гравитационных волн продолжалась и в 1970-е годы, но на какое-то время эта тема пропала из заголовков научных публикаций. Причины тут можно углядеть разные. Это не только сама по себе сложность технической задачи, но и определенная потеря мотивации. Заявления Вебера никто не мог подтвердить, и ближе к концу 70-х годов стало ясно, что ориентироваться следует на сигнал с амплитудой не 10–16, как заявлял Вебер, и даже не 10–18, до которой криогенные резонаторы уже добрались, а, скорее, до амплитуд на уровне 10–21 или того меньше. Вдобавок астрофизические предсказания относительно частоты (а точнее — редкости) таких событий тоже удручали, поскольку они различались на несколько порядков.

В общем, объем трудностей, которые предстояло решать на пути к надежной регистрации гравитационных волн, попросту пугал.

Было очевидно, что просто увеличить длину плеча до 1 км, как предлагал Форвард, уже недостаточно. Нужно придумать и внедрить целую серию кардинальных улучшений и заставить их все вместе заработать. Экранировка от вибраций и микросейсмики должна быть резко улучшена, причем она должна позволить спуститься по частоте вплоть до десятка герц (раньше полезной областью частот считались килогерцы). При высоких частотах всё портил растущий с частотой дробовой шум. С ним можно справиться, подняв мощность лазера с десятков милливатт до десятков ватт и одновременно увеличив эффективную оптическую длину плеча до сотен километров (четверть длины гравитационной волны). Это, в свою очередь, означает, что реальная физическая длина плеча должна достичь километров, а луч должен ходить внутри резонатора туда-сюда сотни раз. Наконец, вся многокилометровая установка должна быть погружена в вакуум, причем очень глубокий, 10^–9 атм или лучше.

В это довольно мрачное время большой шаг вперед сделал Рональд Древер, работавший тогда в Университете Глазго. Он тоже начинал гравитационно-волновые исследования на резонансных детекторах, безуспешно пытаясь воспроизвести результаты Вебера. В 1975 году, на одной из конференций, он услышал про новый, более перспективный интерферометрический метод и тут же загорелся этой идеей. К концу 70-х годов под его руководством в Глазго был построен 10-метровый интерферометр, а в 1979 году Древер принял приглашение Кипа Торна переехать в Калтех и возглавить эти исследования там.

Между прочим, в интерферометрическом будущем гравитационно-волновых исследований Торна убедил Вайсс еще в 1975 году. Торн, хоть и теоретик, загорелся идеей создать в Калтехе мощную экспериментальную группу по гравитационным волнам и долго подыскивал подходящего человека на роль руководителя. Изначально он хотел пригласить Владимира Брагинского из МГУ, но планы нарушила холодная война между США и СССР. Древер был вторым вариантом Торна, и, после нескольких лет работы по совместительству в Шотландии и США, Древер в 1983 году перебрался в Калтех.

Ключевая провидческая публикация Древера тоже оказалась не научной статьей, а серией лекций, прочитанных им в 1982 году. В них он сфокусировался на нескольких направлениях развития и предложил сразу ряд конструкционных особенностей, которые, спустя десятилетия, и были реализованы в современных детекторах. Для удобства читателя, мы привели на рис. 5 схему LIGO и подсветили те элементы оптической системы, которые серьезно проработал Рональд Древер.

Во-первых, это использование иной схемы для удлинения оптического пути. Если в первых прототипах использовалась простая линии задержки, в которой лазерный луч бегает туда-сюда между широкими сферическим зеркалами, то Древер предлагает использовать для этой цели резонаторы Фабри–Перо (подсвечены розовым на рис. 5). Получается необычная вложенная оптическая система: интерферометр (Фабри–Перо) внутри другого интерферометра (Майкельсона). Эта схема повышает чувствительность и позволяет уменьшить размеры зеркал (а значит, и диаметр вакуумной трубы), но зато она исключительно требовательна к стабильности лазера. Это требование, в свою очередь, вылилось в целый список трудностей управления лазером, которые отчасти удалось решить еще более продвинутой системой петель обратной связи. Однако в качестве полумеры Древер был вынужден вернуться к «костылям» — регистрации света двумя разными фотодатчиками без объединения сигнала от двух плечей в один. На этих костылях работали все интерферометры в течение 80-х годов, и избавиться от них получилось только в 90-х.

Во-вторых, неожиданно выяснилось, что очень мешает «засветка» внутри интерферометра. Несмотря на близкие к идеальным зеркала, иногда свет всё же рассеивается, уходит в стороны, а затем, после нового перерассеяния, попадает в фотодатчик. Этот свет приходит уже с другой фазой и сбивает фазовую настройку интерференционной картины. Древер разработал оптическую схему, которая боролась с этим эффектом.

В-третьих, Древер предложил идею многократного использования света, power recycling. Суть идеи проста. Тот лазерный свет, который попал в интерферометр, «прогулялся» по обоим плечами и вышел обратно, — он всё так же силен и хорош, как и «новый» свет, приходящий от лазера. Так зачем его выбрасывать?! Давайте снова вернем его в интерферометр, поставив на выходе еще одно зеркало (подсвечено зеленым на рис. 5). В результате получается этакая тройная оптическая система: интерферометр внутри интерферометра внутри оптического резонатора. И всё это делается ради того, чтобы как можно более мощный лазерный луч циркулировал внутри установки и накапливал разность фаз при прохождении гравитационной волны.

Но если оптическая система способна на такие подвиги, то зачем останавливаться? Давайте заставим возвращаться внутрь интерферометра не только сам мощный лазерный луч, но и сигнал от гравитационной волны. Эта идея называется signal recycling и работает так. Внутри интерферометра за полпериода гравитационной волны накапливается некий сигнал. Но гравитационная волна-то продолжает колебаться дальше. Поэтому вместо того, чтобы сразу же этот сигнал пытаться зарегистрировать фотодатчиком, предлагается через полпериода снова запустить его внутрь интерферометра, но уже поменяв два плеча. И так — несколько раз. Для этой цели можно вставить еще одно зеркало, уже на пути сигнала к фотодатчику (подсвечено голубым на рис. 5), создав тем самым оптическую систему уже четырехкратной вложенности!

Рождение LIGO

В 80-х годах про разработки Форварда, Вайсса, Древера и других знали уже многие, и над интерферометрическим методом детектирования гравитационных волн работало несколько групп по обе стороны Атлантики. Прототипы тоже совершенствовались; в них добавлялись новые конструкционные элементы, и чувствительность постепенно росла. Один из самых впечатляющих прототипов того времени был изготовлен в недавно созданном Институт квантовой оптики общества Макса Планка в Гархинге, под Мюнхеном. Благодаря многократному отражению, при физической длине плеча 30 м, реальный путь светового луча в каждом плече составлял уже целых 3 км. Зеркала держались на специально разработанных подвесах, причем их колебания отслеживались и гасились сразу несколькими петлями обратной связи. В общей сложности эти петли подавляли 16 разных колебательных степеней свободы! Многоуровневой стабилизации подвергался также и лазерный свет. Благодаря всем этим усилиям чувствительность к гравитационно-волновой амплитуде достигла 3·10^–18 на частоте 1 кГц, что было сопоставимо с лучшими криогенными резонансными детекторами того времени.

Публикация с описанием детектора и его шумов вышла в 1988 году. Годом позже, в паре с 10-метровым интерферометром в Глазго, построенным группой Древера, был проведен совместный наблюдательный сеанс — первый случай, когда два разнесенных друг от друга интерферометра синхронно искали гравитационно-волновые совпадения. Как и ожидалось, ничего найдено не было. Результаты этого сеанса, между прочим, были опубликованы только в 1996 году, когда уже вовсю строился LIGO: видимо, в конце 80-х годов эта тема оставалась еще на задворках экспериментальной физики. Тем не менее группы в Гархинге и Глазго (но уже без Древера) продолжили сотрудничество, которое в конце концов привело к нынешнему 600-метровому немецкому интерферометру GEO600.

А вот по другую сторону океана 80-е годы оказались переломными. В этот период появились три ключевых документа — и тремя мощнейшими рывками гравитационно-волновая интерферометрия преодолела путь от робких прототипов до полностью одобренного многокилометрового проекта LIGO!

Первый рывок — это подробнейший отчет о перспективах постройки многокилометровой гравитационно-волновой обсерватории, который в 1983 году направила в американский Национальный научный фонд (NSF) тройка авторов: Вайсс, Линсей (Paul S. Linsay) и Солсон (Peter R. Saulson). Отчет содержал главы об отдельных оптических элементах интерферометра, а также специальные разделы, написанные совместно с инженерными корпорациями, — шаг, совершенно нетипичный для научных публикаций. Но именно благодаря этому симбиозу ученых, инженеров и бизнеса был впервые дан подробный анализ реальных технических трудностей и стоимости их преодоления. На основе всех этих расчетов было предложена оптимальная длина плеча — 5 км, а также приведены сильные аргументы в пользу очень широкой вакуумной трубы диаметром 120 см.

Второй рывок — это первая настоящая заявка на создание LIGO, направленная в NSF в 1987 году. Ради этой цели была образована официальная коллаборация между Калтехом и MIT, двумя американскими институтами, которые находились на передовой гравитационно-волновых исследований. Авторы проекта — Древер, Вайсс, Торн, а также Рохус («Робби») Вогт (Rochus E. Vogt), который взвалил на себя весь менеджмент проекта. Вайсс вспоминает, что именно благодаря Вогту, человеку, умевшему организовывать дела, проект реально пошел в гору.

В отличие от преимущественно инженерного отчета 1983 года этот проект напирал на физику. Он содержал проработку всех узлов оптической системы и инфраструктуры, со вполне конкретными предложениями. Длину плеча предложили сократить до 4 км, диаметр трубы остался тот же, вакуум предполагалось довести до 10^–11 атм. Этот проект содержал и довольно необычное предложение — выделить в вакуумной трубе место сразу для нескольких оптических устройств (зеркал, сенсоров, систем подавления шумов), которые бы размещались там одновременно. Смысл этого странного требования — работа с прицелом на будущее. Когда вы создаете новую установку и разрабатываете для нее технологии, перед вами стоит дилемма: что делать прямо сейчас — накапливать статистику или дальше разрабатывать технологию в ущерб набору данных? Эта дилемма портила нервы, в частности, всем тем, кто искал гравитационные волны резонансным методом. Но если в вакуумной трубе интерферометра будет установлено сразу два варианта оптической системы — текущая, для набора данных, и экспериментальная, для отладки технологий, — то работу можно будет вести сразу по двум фронтам.

Проект был встречен в NSF очень положительно. Надо сказать, что этот фонд раньше никогда не финансировал столь крупные и дорогостоящие научные проекты; такие «научные гиганты», как ядерные и ускорительные центры, всегда финансировались в США через Министерство энергетики. Однако NSF очень хотел вложиться в крупный национальный научный проект, и гравитационно-волновая обсерватория отлично подходила для этой цели. И хотя бюджетный кризис 1988 года не позволил профинансировать заявку, NSF горячо рекомендовал продолжать работу над ней.

В декабре 1989 года в NSF была направлена еще более тщательно проработанная заявка. Она содержала на этот раз, кроме непосредственно технических аспектов, и разбивку работы LIGO на три фазы, которые будут развертываться по мере развития технологий: исследовательскую (открытие гравитационных волн возможно, но не гарантировано), фазу открытия и фазу полноценной гравитационно-волновой астрономии (собственно, сейчас мы как раз к ней и переходим). Этот третий рывок и привел к успеху: проект LIGO был одобрен в 1991 году, и строительство сразу двух детекторов обсерватории началось год спустя. В апреле 1992 года в журнале Science вышла инаугурационная статья коллаборации LIGO с описанием строящегося детектора и его ожидаемых открытий. От этой статьи можно отсчитывать современную эру гравитационно-волновых исследований.

Бэриш

Следующим важнейшим моментом в истории LIGO стала реорганизация всего проекта, которую предпринял Барри Бэриш, сменивший в 1994 году Рохуса Вогта на посту руководителя. Бэриш пришел в проект из физики элементарных частиц, и к тому времени он уже имел солидный опыт успешного руководства крупными экспериментальными коллаборациями. Став директором LIGO, он предпринял несколько ключевых шагов, которые придали проекту новые силы и без которых, как считают многие, LIGO вряд ли бы добрался к настоящему времени до своей нынешней чувствительности.

Во-первых, он превратил LIGO из «домашнего» эксперимента Калтеха и MIT в крупнейший и по-настоящему международный научный проект. Коллаборация расширилась на весь мир и стала открыта для многочисленных институтов из самых разных стран. Во-вторых, в 1997 году он дальновидно разделил всю коллаборацию на две части. Чисто техническими аспектами детекторов заведовали теперь Лаборатории LIGO в двух родительских институтах, а анализ данных и вся научная работа легли на плечи научной коллаборации (LSC, LIGO Scientific Collaboration), первым директором которой был назначен Вайсс.

В-третьих, Бэриш настоял на поэтапном плане ввода установки в строй и ее работы. На начальном этапе чувствительность LIGO была недостаточна для надежного открытия гравитационных волн — слишком мала была вероятность того, что в доступном для исследовании объеме космоса произойдет грандиозное гравитационно-волновое событие. Зато благодаря этому LIGO заработал в 2002 году и несколько лет исправно набирал данные, помогая физикам и техникам отточить все аспекты работы установки. Этот этап, включая подготовку к кардинальной модернизации, прошел под руководством Бэриша. В 2005 году он покинул этот пост, переключившись на еще более грандиозный научный проект, Международный линейный коллайдер. А обсерватория LIGO, получив от него мощный «заряд бодрости», продолжала слушать Вселенную. В 2015 году, после кардинальной модернизации, начался второй этап проекта, Advanced LIGO, — и по счастливому стечению обстоятельств обсерватория сразу же поймала свой первый гравитационно-волновой всплеск.

Источники:

1) The Nobel Prize in Physics 2017 — материалы Нобелевского комитета, посвященные лауреатам 2017 года, их роли в создании и запуске гравитационно-волновой обсерватории LIGO.

2) P. R. Saulson. Physics of gravitational wave detection: Resonant and interferometric detectors // лекция на конференции 26th SLAC Summer Institute on Particle Physics, август 1998 года.

Игорь Иванов

Источники:

1. elementy.ru