Гравитационный градиентный шум (GGN, Gravity Gradient Noise) является одной из ключевых проблем в детекторах гравитационных волн низкой частоты. Он возникает из-за вариаций локального гравитационного поля, которые воздействуют непосредственно на тестовые массы интерферометров. В отличие от других шумов, таких как термический или квантовый, GGN невозможно экранировать с помощью обычных механических барьеров, так как гравитационные силы не могут быть заблокированы или отражены.
Гравитационный градиентный шум формируется под влиянием масс, движущихся вблизи тестовых масс детектора. Основные источники:
Сейсмические возмущения Колебания грунта и подземных пород вызывают локальные изменения гравитационного потенциала. Волны с низкими частотами (0.1–10 Гц) оказывают наибольшее влияние на детекторы типа LIGO, Virgo и KAGRA. Сейсмическая активность передается на тестовые массы через гравитационные поля, создавая шум, пропорциональный амплитуде и скорости сейсмических движений.
Атмосферные эффекты Перемещение воздушных масс, давление и турбулентность создают локальные изменения плотности воздуха. Эти колебания изменяют гравитационный потенциал вблизи детектора. Атмосферные гравитационные шумы особенно значимы для наземных установок, расположенных в районах с изменчивым климатом или сильными ветровыми потоками.
Человеческая деятельность Строительные работы, движение транспорта, работа крупной техники создают микросейсмические возмущения и локальные изменения массы, что вносит вклад в GGN. Даже относительно удаленные источники могут влиять на чувствительные детекторы из-за дальнодействия гравитационных полей.
Гидрогеологические процессы Колебания уровня грунтовых вод, движение рек и подземных потоков изменяют плотность и распределение масс вблизи детектора. Эти изменения приводят к вариациям локального гравитационного потенциала и, следовательно, к шуму в интерферометре.
Гравитационный градиентный шум описывается как вызванное флуктуациями локального гравитационного поля ускорение тестовой массы:
a(t) = −∇Φ(r, t)
где Φ(r, t) — гравитационный потенциал, зависящий от положения и времени. Для стационарных процессов спектральная плотность GGN определяется через корреляционную функцию флуктуаций потенциала:
Sa(f) = ∫−∞+∞⟨a(0)a(t)⟩e−2πiftdt
Для сейсмических источников потенциал может быть выражен через плотность и сейсмическое смещение u(r, t):
$$ \Phi(\mathbf{r}, t) = G \int \frac{\rho(\mathbf{r'})}{|\mathbf{r} - \mathbf{r'} + \mathbf{u}(\mathbf{r'}, t)|} d^3\mathbf{r'} $$
В приближении малых смещений (|u| ≪ |r − r′|) получаем линейное выражение для ускорения, что позволяет вычислить спектральную плотность GGN через спектр сейсмических колебаний.
GGN особенно значим при низких частотах (0.1–10 Гц). Характерные особенности:
Глубокое размещение детектора Установки, размещенные на значительной глубине (например, KAGRA), имеют меньшее влияние поверхностных сейсмических волн, что снижает амплитуду GGN.
Активный мониторинг и компенсация Используются сейсмометры и микрофоны для мониторинга локальных флуктуаций. На основе этих данных можно применять цифровую фильтрацию и коррекцию сигнала, уменьшая влияние GGN.
Изоляция от атмосферных возмущений Установка барьеров и куполов, а также контроль микроклимата внутри лаборатории, помогает уменьшить влияние турбулентности и давления воздуха.
Выбор удаленных и стабильных локаций Геологически стабильные зоны с низкой сейсмической активностью и минимальной человеческой деятельностью обеспечивают снижение GGN на порядок.
Гравитационный градиентный шум определяет нижнюю границу чувствительности наземных интерферометров на низких частотах. Он формирует так называемую «шумовую стенку» и ограничивает возможность обнаружения гравитационных волн от массивных астрофизических источников, таких как слияния сверхмассивных черных дыр и предварительные стадии слияний нейтронных звезд. Для будущих детекторов низкой частоты, таких как Einstein Telescope или Cosmic Explorer, понимание и компенсация GGN является критически важным аспектом проектирования.