Детекторы гравитационных волн представляют собой высокоточные инструменты, предназначенные для регистрации крайне слабых возмущений пространственно-временного континуума, возникающих при динамических астрономических событиях. Гравитационные волны, предсказанные общей теорией относительности Эйнштейна, вызывают колебания расстояний между объектами на порядки значительно меньше диаметра атомного ядра, что предъявляет чрезвычайно строгие требования к чувствительности приборов.
Основной принцип работы детекторов базируется на измерении изменений длины оптических путей с использованием интерферометрии. В интерферометрах типа LIGO и VIRGO лазерный луч делится на два перпендикулярных плеча. Возвращаясь обратно, лучи создают интерференционную картину, чувствительную к малейшим изменениям длины плеч. Гравитационная волна, проходя через детектор, вызывает синфазное удлинение одного плеча и сокращение другого, что приводит к сдвигу интерференционной картины.
Конфигурация “Майкельсон–Морли” является базовой для современных детекторов. Длина плеч интерферометра достигает нескольких километров, что повышает чувствительность прибора. Ключевыми компонентами являются:
Чувствительность интерферометров ограничена несколькими источниками шумов:
Современные методы снижения этих шумов включают использование охлажденных зеркал, квантовых состояний света (сжатый свет) и сверхчувствительных фотодетекторов.
До эры больших интерферометров применялись резонансные барабаны, металлические цилиндры, настроенные на собственную резонансную частоту, совпадающую с ожидаемой частотой гравитационной волны. Колебания цилиндра регистрировались сверхчувствительными датчиками. Несмотря на ограниченный частотный диапазон, резонансные детекторы сыграли ключевую роль в развитии экспериментальной гравитационной физики и валидации методов подавления шумов.
Для изучения низкочастотного диапазона гравитационных волн, недоступного наземным интерферометрам из-за сейсмических шумов, разрабатываются космические детекторы, например LISA (Laser Interferometer Space Antenna). Она состоит из трёх космических аппаратов, образующих треугольник со сторонами порядка миллиона километров. Лазерные лучи между ними формируют гигантский интерферометр. В этом диапазоне планетарные системы, слияния сверхмассивных чёрных дыр и галактические бинарные системы становятся доступными для наблюдения.
Регистрация гравитационных волн требует выделения сигналов из сильного фонового шума. Применяются следующие методы:
Эти методы позволяют не только обнаружить событие, но и реконструировать параметры источника, такие как масса, спин и расстояние до объекта.
Детекторы открывают уникальный способ наблюдения Вселенной:
Современные детекторы гравитационных волн формируют основу новой астрономии — гравитационной астрономии, предоставляя прямой доступ к динамическим процессам во Вселенной, ранее недоступным для наблюдений в электромагнитном спектре.