Принципы детектирования гравитационных волн и архитектура современных детекторов
Гравитационные волны, предсказанные общей теорией относительности Эйнштейна, представляют собой рябь пространства-времени, распространяющуюся со скоростью света. Их амплитуда чрезвычайно мала, порядка h ∼ 10−21 и ниже, что требует исключительно чувствительных методов детектирования. Основной физический принцип регистрации основан на измерении относительных изменений расстояний между тестовыми массами, вызванных прохождением гравитационной волны. Это достигается в первую очередь с использованием интерферометрических технологий, аналогичных методу Майкельсона.
Прохождение гравитационной волны, поляризованной, скажем, в “+”-режиме, вызывает периодическое растяжение и сжатие пространственных направлений, перпендикулярных распространению волны. Если два зеркала, расположенные по перпендикулярным осям, освещаются лазером, отражающимся от них и создающим интерференционную картину, то сдвиг фаз, вызванный изменением расстояний между зеркалами, позволит регистрировать присутствие гравитационной волны.
Наиболее зрелыми на сегодняшний день являются наземные лазерные интерферометры с плечами длиной порядка нескольких километров.
Основные компоненты интерферометра:
Плечи интерферометра (например, в LIGO — по 4 км) образуют резонаторы Фабри-Перо, многократно усиливающие эффект от гравитационных возмущений. При отсутствии гравитационных волн оптические пути плеч идентичны, и интерференция приводит к полному гашению сигнала на выходе. Волна нарушает это равенство, порождая детектируемое колебание интенсивности.
LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) и Virgo (в Италии) — детекторы второго поколения. Их чувствительность позволяет регистрировать события слияний черных дыр и нейтронных звезд на расстояниях сотен мегапарсек.
Одним из ключевых вызовов является подавление неастрофизических шумов: сейсмических, тепловых, лазерных, квантовых флуктуаций. Поэтому зеркала интерферометра подвешиваются на сложных многоступенчатых системах:
Также используются оптические методы квантового вычитания шума, включая инъекцию выжатого света (squeezed light), чтобы обойти предел стандартного квантового шума.
Наземные установки ограничены по длине плеч и подвергаются шумам окружающей среды. Поэтому следующим этапом развития является переход к космическим детекторам.
LISA (Laser Interferometer Space Antenna) — проект космического интерферометра, запланированный Европейским космическим агентством (ESA). Он будет состоять из трёх спутников, образующих равносторонний треугольник со сторонами по 2.5 млн км. Главные преимущества:
Каждый спутник содержит свободно плавающие тестовые массы. Лазерные лучи проходят между спутниками, формируя виртуальный интерферометр. Коррекция движения спутников осуществляется с помощью технологии drag-free, где сами спутники следуют за инерциальными массами, устраняя внешние возмущения.
До создания лазерных интерферометров рассматривались иные методы, такие как резонансные антенны Вебера. Они представляли собой массивные цилиндры (тонны веса), охлаждённые до криогенных температур. Прохождение гравитационной волны вызывало в них акустические колебания, фиксируемые пьезодатчиками. Однако их чувствительность была на 3–4 порядка ниже современных интерферометров.
Современные исследования в этом направлении сохранились в виде сверхпроводящих резонаторов и баллистических датчиков. Они обладают высокой добротностью, но применимы скорее для специфических задач, таких как регистрация фоновых волн от ранней Вселенной.
Категории шумов:
Для борьбы с этими эффектами применяются:
Для верификации и локализации источников гравитационных волн используется сеть детекторов: LIGO (США), Virgo (Италия), KAGRA (Япония), а в будущем — LIGO-India. Объединение данных позволяет:
Алгоритмы кросс-корреляции данных и методы matched filtering (сопоставление с предсказанными формами сигнала) используются для извлечения слабых сигналов из шумов.
Планируется реализация интерферометров третьего поколения: Einstein Telescope (ET, Европа) и Cosmic Explorer (США), которые будут на порядок более чувствительными, с глубоким подземным расположением, оптическими компонентами нового поколения и сверхнизкими шумами. Они смогут регистрировать миллионы событий в год, в том числе волны от космологических эпох, и проводить прецизионные тесты фундаментальных законов природы.