Наука и жизнь, 2000 № 05 - [2]
Это делает совершенно нереальным обнаружение гравитационных волн от каких-либо «земных» источников — нужны гигантские массы и столь огромные мощности для приведения их в движение, что эта задача технически невыполнима.
Ситуация становится более благоприятной, если в качестве источников гравитационных волн использовать космические объекты, в которых необходимые требования — колоссальные массы и огромные скорости вращения — обеспечены, так сказать, самой природой. Из них наиболее подходят двойные звезды, вращающиеся вокруг общего центра масс, и пульсары — вращающиеся нейтронные звезды. Энергия гравитационного излучения этих источников огромна. Но и здесь, к сожалению, нет оснований для слишком оптимистических надежд, ибо эти источники находятся на громадных расстояниях от Земли (десятки световых лет), и к нам приходит ничтожная часть их гравитационного излучения.
Например, мощность гравитационного излучения двойной звезды йота Волопаса, находящейся на расстоянии 40 световых лет от Земли и состоящей из двух звезд массами 1,35 и 0,68 массы Солнца, согласно расчетам, составляет 2∙10>23 Вт. Земли же достигает поток излучения плотностью 10>-17 Вт/см>2, а от всех двойных звезд нашей Галактики приходит не намного больше — 10>-14 Вт/см>2 гравитационной энергии. Частота этого излучения лежит в диапазоне нескольких десятков герц.
Другой пример — излучение знаменитого пульсара PSR 0531 в Крабовидной туманности. Если даже предположить, что он излучает гравитационные волны мощностью порядка 10>31 Вт (оценка, как полагают, явно завышенная), то и тогда плотность потока на Земле из-за гигантского расстояния до источника (5500 световых лет) составила бы всего 3∙10>-14 Вт/см>2. Чувствительность же гравитационных детекторов до сих пор ограничивается величиной 10>-1—10>-3 Вт/см>2, т. е. по крайней мере на 11 порядков меньше, чем нужно.
Однако кроме периодического гравитационного излучения от двойных звезд и пульсаров могут наблюдаться очень мощные всплески (импульсы) излучения при различных космических катаклизмах, вроде вспышек сверхновых, приводящих к образованию нейтронных звезд или черных дыр, или при их столкновениях друг с другом. Поток гравитационного излучения, возникающего при вспышке сверхновой, примерно в 10>15 раз больше, чем поток от ближайшей двойной звезды. Появляется реальная возможность зарегистрировать такое излучение, но трудность состоит в том, что заранее неизвестно, когда и откуда придет всплеск. А в нашей Галактике сверхновые вспыхивают далеко не часто: в среднем один раз за 30 лет.
Поэтому следует рассчитывать на прием излучения и от других галактик: сфера радиусом около 10 миллионов световых лет содержит примерно 300 галактик, и можно ожидать, что импульсы гравитационного излучения с плотностью потока 10>-3 Вт/см>2 будут приходить несколько раз в год. Но и эта величина находится на пределе чувствительности, и детектировать такие всплески гравитационных волн чрезвычайно трудно.
Первый эксперимент такого рода был осуществлен Д. Вебером (США) в 1969 году. Его гравитационный детектор состоял из двух разнесенных на 1000 километров алюминиевых цилиндров длиной по 1,5 м, диаметром 60 см и весом полторы тонны, подвешенных на тонких нитях в вакуумной камере. Пьезоэлектрические датчики, приклеенные к цилиндрам, преобразовывали их колебания, вызванные гравитационной волной, в электрические сигналы. Они свидетельствовали о регистрации волн довольно большой мощности. Однако результаты экспериментов Вебера вскоре были поставлены под сомнение, так как приводили к некоторым абсурдным заключениям, не согласующимся с известными фактами, например к непомерно большим потерям массы в ядре Галактики. Впоследствии эти сомнения перешли в уверенность: было доказано, что гравитационное излучение мощностью, отвечающей наблюдениям Вебера, из космоса не приходит. После этого было предложено довольно много методов обнаружения гравитационных волн и схем гравитационных детекторов: с использованием ротационных антенн — вращающихся «гантелей» (В. Б. Брагинский и др.), спутников, лазеров, сверхпроводящих магнитометров и лазерных интерферометров.
В интерферометре складываются две световые волны, идущие по разным путям. Если эти волны когерентны (имеют неизменную разность фаз и длину волны), при их сложении образуется устойчивая картина в виде системы полос. Когда длина пути, по которому проходит одна из волн, меняется, полосы смещаются на величину, пропорциональную этому изменению. Поэтому при регистрации гравитационных волн интерферометрическим методом одна световая волна отражается от зеркал, приклеенных к массивным цилиндрам, вместо датчиков, использованных Вебером. Вибрация цилиндров под воздействием волны вызывает колебания интерференционной картины, а современные электронные методы позволяют обнаружить смещения в сотые доли микрона. Но до сих пор обнаружить гравитационные волны еще никому не удалось.
Схема интерферометра Майкельсона. Светоделительная пластинка СД делит лазерный луч на два пучка, которые проходят по путям 1 и 2 разной длины, отражаются от зеркал, пластинки и, складываясь на фотоприемнике, образуют интерференционную картину.
