Складки на ткани пространства-времени - Говерт Шиллинг

Два куба из золота и платины будут парить в невесомости, каждый в собственной маленькой полости в недрах корабля. Их вместилища из молибдена разнесены на 38 см. Они также имеют форму куба со стороной 54 мм. Между каждой гранью контрольного груза и стенкой камеры остается зазор всего в 4 мм. Там действительно тесно! Разумеется, кубы никогда не должны касаться внутренних стен своей темницы.

Как инженеры-разработчики LISA Pathfinder добились этого потрясающего результата? Шесть стенок первой камеры оснащены емкостными датчиками, позволяющими с высокой точностью измерять просветы между каждой стенкой и парящим в невесомости кубом (назовем его контрольным грузом № 1). Как только куб отклоняется от центрального положения (вероятнее всего, под воздействием давления солнечной радиации на наружную оболочку космического аппарата или какой-либо другой внешней силы), микродвигатели корректируют положение аппарата в пространстве, выбрасывая крохотное количество газообразного азота. Таким образом, аппарат «следует» за движением контрольного груза № 1 по солнечной орбите.

Однако состояние контрольного груза № 1 не является идеальным свободным падением в силу вышеупомянутых слабых воздействий. Ученые хотят получить точную оценку этих эффектов, чтобы узнать, насколько созданная среда близка к невозмущенной. Как мы знаем, остаточные силы немного по-разному действуют на два куба. Со временем контрольные грузы № 1 и № 2 начнут слегка смещаться относительно друг друга. Поскольку корабль следует за грузом № 1, груз № 2 вскоре коснется внутренней стенки своей камеры.

Электростатическое поле внутренних стенок второй камеры воздействуют на контрольный груз № 2, возвращая его обратно, как только он приходит в движение. Расходуемый при этом ток позволяет судить об относительных перемещениях и ускорениях кубов. Чем меньше необходимая корректирующая сила, тем лучше.

LISA Pathfinder оборудован маленьким интерферометром, состоящим из двух лазерных плеч и 22 зеркал и светоделителей. Интерферометр находится между защитными корпусами контрольных грузов. Он точно измеряет слабейшие изменения расстояния и ориентации кубиков из драгоценного сплава. Его задача – продемонстрировать возможность измерения расстояний в космосе с точностью до пикометра. Точность интерферометра в несколько тысяч раз выше, чем емкостных датчиков.

В LISA Pathfinder тестируются практически все новые технологии будущей Лазерно-интерферометрической космической антенны. Единственное, чего Pathfinder не будет делать – регистрировать гравитационные волны, поскольку для этого он слишком мал.

Зачем вообще мерить гравитационные волны в космосе? Как вы помните, наземные детекторы, например LIGO и Virgo, чувствительны к волнам Эйнштейна с частотами от 10 Гц до 1000 Гц. На Земле регистрация волн существенно меньшей частоты невозможна, поскольку ниже нескольких герц сейсмический шум окружающей среды слишком силен. В невозмущенной среде космоса ничто не мешает измерять низкочастотные волны, если интерферометр имеет достаточно длинные плечи. Длина плеч LISA составит несколько миллионов километров, следовательно, он будет способен фиксировать гравитационные волны частотой от 1/10 000 Гц (100 мкГц) до 1 Гц. Это заполнит разрыв между высокочастотными измерениями наземных интерферометров и наногерцовыми – решеток для наблюдения за временнóй динамикой пульсаров, о которых рассказывалось в главе 13.

Значит ли это, что астрономы рассчитывают зарегистрировать возмущения пространственно-временного континуума в среднем диапазоне? Да, безусловно. Тесные двойные системы белых карликов в нашей галактике постоянно излучают гравитационные волны в этом интервале частот, как и двойные ЧД звездной массы за несколько месяцев или лет до столкновения и слияния. Более того, космическая обсерватория сможет наблюдать слияние двойных сверхмассивных ЧД в других галактиках Вселенной. В конце этой главы я вернусь к разговору о потенциальных источниках гравитационных волн. Пока остановимся на том, что астрономы всегда были убеждены в необходимости перенести поиск в космос.

Одного убеждения, однако, недостаточно для осуществления сложной и дорогостоящей программы. Проект LISA прошел долгий тернистый путь – это история преодоления бесчисленных препятствий и заминок длиной в несколько десятилетий.

_________

Мысль о создании детектора гравитационных волн космического базирования возникла еще в середине 1970-х гг. Когда LIGO был не более чем далекой мечтой, Рэй Вайсс проработал почти все детали этого проекта в статье, опубликованной в Quarterly Progress Report в 1972 г. Его первоначальный замысел предполагал наземный лазерный интерферометр в километр длиной. Но не лучше ли построить его в космосе, где отсутствуют проблемы внешних вибраций и подвеса зеркал?

В 1974 г. на праздничном ужине Вайсс поделился идеей с Питером Бендером из Колорадского университета в Боулдере. С этого момента Бендер работал над воплощением мечты в жизнь – он считается одним из отцов-основателей проекта LISA. Кстати, сначала он назывался SAGA – «Космическая антенна для гравитационно-волновой астрономии» (Space Antenna for Gravitational-Wave Astronomy)[122]. Прошло больше десяти лет, прежде чем идея SAGA трансформировалась в полноценный замысел научной программы, получившей название «Лазерная антенна для наблюдения гравитационных волн в космосе» (Laser Antenna for Gravitational-Wave Observations in Space, LAGOS). На тот момент LIGO находился на начальном этапе разработки.

LAGOS предполагал использование трех космических аппаратов, образующих в пространстве гигантскую «V» со сторонами 1 млн км и следующих за Землей в ее движении вокруг Солнца. Лазерные импульсы должны были переотражаться между «материнским кораблем» в узловой точке «V» и свободно падающими контрольными грузами в двух «дочерних кораблях». Интерферометрия отраженного лазерного излучения позволила бы регистрировать ничтожные изменения длины плеч. Фактически это был бы громадный LIGO, построенный в космосе (с плечами, расположенными друг относительно друга не под прямым углом, а под 60°, но это не существенно). Благодаря орбитальному движению вокруг Солнца положение любого постоянного источника гравитационных волн можно с точностью вычислить методом триангуляции в течение года. В общем, LAGOS был очень масштабным и смелым проектом, но потенциальные источники финансирования сочли замысел слишком незрелым, рискованным и дорогим – вероятно, справедливо.

Однако ученые, убежденные в плодотворности своей идеи, так просто не сдаются. Немецкий физик Карстен Данцманн подал в ЕКА новое предложение в 1993 г., когда перебрался из Института квантовой оптики им. Макса Планка в Мюнхене в Ганновер с целью организации новой группы по изучению гравитационных волн. ЕКА принимало заявки на третью миссию среднего масштаба (М3) в рамках научной программы Horizon 2000+, и Данцманн этим воспользовался. Момент был выбран удачно. В минувшем, 1992 г. Национальный фонд содействия развитию науки заключил с Массачусетским и Калифорнийским технологическими институтами соглашение о строительстве LIGO. Уже были выбраны места для будущих наземных интерферометров – Хэнфорд и Ливингстон. В Италии только что получил одобрение проект Virgo.