Наука и техника: прошлое и настоящее

Шёпот Вселенной

Окончание. См. № 3, 5/08

Проф. В.Н.РУДЕНКО,
ГАИШ, физфак МГУ им. М.В.Ломоносова

Шёпот Вселенной

На фото гравитационная антенна Луизианского университета США. Приёмником гравитационных волн является алюминиевый цилиндр массой 5 т, охлаждаемый до низких температур: (Гиндилис Л.М. SETI: Поиск Внеземного Разума. – М.: ФМЛ. 2004, гл. 1. 11).

Ярко выраженной и хорошо поддающейся расчёту является форма гравитационного сигнала от сливающейся релятивистской двойной звезды в так называемой спиральной стадии этого процесса, т.е. когда, теряя энергию на излучение, компоненты падают друг на друга по спиральной траектории. При этом наиболее интенсивный короткий всплеск рождается на последних оборотах перед касанием компонентов. Например, знаменитый двойной пульсар PSR 1913-16, упомянутый выше, на протяжении своей долгой жизни ~10⁸ лет излучает слабые гравитационные волны на частоте ~10^–4 Гц, а в конце должен «проскочить» частотный интервал от 10 до 10³ Гц за ~3 с, излучая энергию ~ 0,01 Mc² за три последних витка своей «смертельной спирали». Таким образом, характерная форма данного всплеска – это типичный радиоимпульс с нарастающей по частоте и амплитуде несущей. На сленге операторов его называют иногда ксилофоном или чирпом, по-руcски — чирикающим сигналом.

Соответственно будет выглядеть и реакция антенны. Имея в виду поиск именно таких сигналов, оператор, работающий на антенне, теперь может игнорировать все выбросы (и соответствующие совпадения), которые не похожи на чирпы, таким образом резко уменьшая эффективный импульсный шумовой фон. Это в свою очередь позволяет снизить уровень амплитудного отсчёта выбросов, т.е. повысить чувствительность.

Описанная логическая процедура отбора на практике осуществляется автоматически через алгоритм согласованной фильтрации, в котором компьютер вычисляет некоторую величину (коррелятор), являющуюся произведением реакции антенны на функцию формы сигнала, проинтегрированным по интервалу наблюдения. Фактически новая случайная величина, коррелятор, также будет последовательностью случайных импульсов, но гораздо более редких (коррелятор равен нулю, если реакция антенны не совпадает с «портретом чирпа») и похожих по форме. Cхема совпадений затем применяется уже к этой вторичной последовательности.

В этой логически понятной, с заданным алгоритмом выполнения схеме есть только одно «но», препятствующее её прямой реализации. Это отсутствие важных деталей портрета или «опорной функции формы сигнала». Дело в том, что теоретически вычисляемая форма чирпа зависит от параметров релятивистской двойной звезды, таких, как сумма масс (m₁ + m₂ ), функция масс m₁m₂ /(m₁ + m₂)² и т.п. , которые в слепом поиске неизвестны по определению. Можно лишь из общетеоретических соображений указать диапазон возможных значений масс, скажем, для нейтронных звёзд m_i ~ (0,2 – 2) М₀, для чёрных дыр m_i > 2,5 M₀ и т.п. в отношении других параметров. В этих условиях остаётся только одна возможность для активных действий – последовательный перебор семейства портретов по их параметрам с разумным шагом дискретизации. Для каждого члена семейства следует выполнить операцию вычисления коррелятора и в конце отдать предпочтение той «опорной функции формы», которая обеспечивает максимальное уменьшение шума выбросов (или лучшее отношение сигнал/шум). Всё.

Таким образом, слепой поиск неизбежно приводит к многоканальной параллельной процедуре обработки данных, поступающих с гравитационной антенны. Каждый канал, т.е. отдельная компьютерная программа, осуществляет согласованную фильтрацию со своим портретом сигнала, затем компьютер выбирает наилучший канал по критерию сигнал/шум. Данные именно этого канала используются далее при поиске совпадений.

По похожим алгоритмам выполняется обработка данных в программах приёма ГВ-всплесков, порождаемых некоторыми сверхновыми и коллапсарами, с той лишь разницей, что неопределённость физических процессов и их параметров здесь существенно больше, что требует вычислительных процедур большего объёма. Вообще, как показывают расчёты, полномасштабный слепой поиск в реальном времени требует вычислительных мощностей, доходящих до единиц терафлоп и более, что на сегодня является непомерной вычислительной нагрузкой. По этой причине исследуются различные поэтапные, иерархические процедуры с постепенным наращиванием точности.

Казалось бы, всего этого можно избежать, если ориентироваться на конкретный источник с известными координатами. Очевидным примером мог бы быть пульсар – вращающаяся нейтронная звезда с рекордно стабильным радиоизлучением, благодаря которому нам точно известна фаза вращения. Это в принципе должно позволить осуществить очень чувствительный синхронный приём непрерывного гравитационного сигнала, который также может посылать пульсар. К сожалению, и этот источник оказывается опутан неопределённостями настолько, что без многоканальной вычислительной процедуры при детектировании не обойтись. Остановимся на этом чуть подробнее.

Дело прежде всего в том, что вращающееся, но сферически симметричное тело, не может излучать гравитационные волны (интуитивно это понятно: вращение сферы «гравитационно» ничего не меняет для внешнего наблюдателя). Для излучения требуется некоторая неаксиальная асимметрия звезды. Формально её моменты инерции по двум осям X, Y в плоскости перпендикулярной оси вращения Z не должны быть равными. Отношение их разности к центральному моменту по оси вращения характеризуется малым параметром асимметрии < 1. Для релятивистского сверхплотного объекта, каким является нейтронная звезда (пульсар), с сильным гравитационным полем в процессе его формирования и эволюции крайне сложно сохранить какую-то заметную неаксиальную асимметрию. Теоретические оценки дают весьма широкий диапазон параметра – от 10^–5 до 10^–9, что автоматически означает слабость гравитационного излучения пульсара. В самом оптимистическом варианте ( 10^–5) оценка амплитуды вариаций метрики, производимых пульсаром, расположенным в центре нашей Галактики, составляет h ~10^–25, что очень мало. Тем не менее когерентное (синфазное) накопление такого непрерывного сигнала в течение трёх месяцев допускает его регистрацию приёмником с шумовым фоном ~10^–22 Гц^–1/2 (т.е. современными ГВ-антеннами). Такое представление лежит в основе соответствующей программы поиска: надо произвести поиск вслепую по всему небу, чтобы случайно наткнуться на пульсар с достаточно сильным гравитационным излучением. При этом вероятность такой встречи также весьма неопределённа.

Доля нейтронных звёзд в полном населении галактики составляет процент или десятую процента, т.е 10⁹–10⁸ звёзд на галактику. Однако неясно, сколько из них могут быть пульсарами. Сейчас имеется порядка тысячи наблюдаемых пульсаров, но только у тридцати из них частоты радиоимпульсов (частоты вращения) лежат в диапазоне приёма гравитационных антенн 100–1000 Гц. Разумно ожидать, что в действительности таких пульсаров гораздо больше, и «слепой поиск» на гравитационных антеннах в случае успеха как раз поможет их идентифицировать. Выполнение самого поиска с накоплением слабого «пульсарного сигнала» оказывается, однако, совсем нетривиальной задачей.

Причина в том, что гравитационное излучение пульсара, воспринимается с Земли не как строго одночастотное, монохроматическое. Оно является как квазимонохроматическое излучение, модулированное по частоте, что обусловлено относительной скоростью источника и приёмника (переменный доплеровский сдвиг частоты), а также эффектами скачков (звездотрясений) и замедления вращения в самом пульсаре. Кроме того, имеет место амплитудная модуляция излучения, связанная с движением диаграммы направленности антенны. Любая модуляция означает изменение спектра излучения, появление боковых частотных компонент, которые «отсасывают на себя» радиационную энергию. Очевидно, что, прежде чем накапливать пульсарный сигнал, надо его демодулировать, чтобы аккуратно собрать рассеянную энергию на одной центральной частоте.

Уже сделаны первые попытки регистрации «пульсарных» гравитационных волн на антеннах обоего типа. Итальянские учёные пытались обнаружить непрерывное гравитационное излучение из центра нашей Галактики на суперкриогенной твердотельной антенне «Наутилус» с собственной частотой ~900 Гц и очень узкой полосой приёма 0,2 Гц. Они резонно предположили, что раз в галактическом центре сосредоточено до 10% общего числа звёзд Галактики, то вероятность найти там пульсар нужной частоты должна быть достаточно велика. В своих наблюдениях в течение года они терпеливо суммировали данные тех временных интервалов, которые соответствовали направлению максимума диаграммы направленности антенны на галактический центр. Обработка этих данных по методике многоканального накопления позволила, как считают авторы, достигнуть минимального разрешения по метрической амплитуде ~10^–24. Однако с достоверностью 0,95 ничего не было обнаружено.

Совершенно иную попытку выполнила группа LIGO. Они выбрали конкретный пульсар с заданными координатами и также накапливали данные. К сожалению, результат тоже был негативным.

Реликтовый гравитационно-волновой фон

Совершенно интригующей и амбициозной задачей является детектирование реликтового гравитационного излучения, рождённого в Ранней Вселенной и отделившегося в процессе её расширения. Как полагают учёные, подобно фону космических микроволновых фотонов остатка Большого Взрыва, открытому в 1963 г. и интенсивно изучаемому сейчас, должен существовать в среднем равномерный фон реликтовых гравитационных волн — гравитонов, и в весьма широком частотном спектре.

Реликтовый электромагнитный фон, его пространственные неоднородности (флуктуации), доступные измерению современной космической техникой, дают нам информацию, какой была Вселенная (точнее, её горячая материя) спустя десять тысяч лет после Большого Взрыва. Именно тогда в результате расширения и остывания первородной плазмы фотоны смогли отделиться от остального вещества (прорваться сквозь него, выжив в столкновениях). Далее этот электромагнитный фон, расширяясь самостоятельно, остывал, дойдя до наших дней (за 10 млрд лет) в виде трёхградусного микроволнового радиоизлучения.

Подобное должно было произойти и с гравитационным излучением, но с одним весьма серьёзным отличием. Гравитационное взаимодействие – самое слабое из всех известных нам на сегодня. Так, оно слабее электромагнитного более чем в 1037 раз (в расчёте на один атом). По этой причине гравитоны могут отделиться от горячего вещества (прорваться сквозь него) гораздо раньше. Как показывают теоретические оценки, уже на так называемом планковском времени ~10^–43 с после начала Большого Взрыва! Таким образом, если нам удастся зарегистрировать реликтовый гравитационный фон и, более того, научиться измерять его характеристики, такие как плотность, температура и т.п., то мы «подойдём» к началу мироздания невообразимо близко. Вот почему многие сторонние наблюдатели считают эту задачу крайне амбициозной.

Между тем физики заметили, что в отличие от электромагнитного первичное гравитационное излучение может усиливаться (параметрически, т.е. частотно избирательно) в сильно меняющемся гравитационном поле Вселенной на ранних стадиях её эволюции. По этой причине его спектр (в отличие от фотонного) может быть неравновесным (не планковским) с повышенной интенсивностью в отдельных частотных областях. В теории существуют различные сценарии развития этого фона. В оптимистическом варианте фоновое среднее значение метрических вариаций в зоне приёма гравитационных антенн ~100–1000 Гц ожидается на уровне h ~ 10^–24 при очень узкой полосе приёма f = 3 · 10^–8 Гц. На первый взгляд, кажется, что его детектирование возможно, особенно после изучения ситуации с пульсарами. Однако положение здесь значительно сложнее.

Есть принципиальное различие в задачах детектирования электромагнитного и гравитационного стохастических фонов: в последнем случае нет возможности «закрыть вход» антенны для измерения собственных шумов детектора (гравитационной экранировки не существует). Известная задача теории обнаружения «одного шума на фоне другого шума» имеет решение при отличии их законов распределения. Но и реликтовый гравитационный фон, и собственный шум гравитационной антенны предполагаются нормальными гауссовыми шумами. В такой ситуации есть единственная рекомендация – измерение взаимной кросскорреляционной функции выходного сигнала двух идентичных гравитационных детекторов. Идея этой рекомендации заключается в том, что «сигнальный шум» для обеих антенн будет общим (одинаковым, с сохранением фазы) и, следовательно, должен дать заметный (в пределе, единичный) вклад в кросскорреляцию. Напротив, собственные шумы антенн независимы, их кросскорреляция должна стремиться к нулю. Простые расчёты показывают, что отношение сигнал/шум на выходе коррелятора будет расти со временем (накапливаться) пропорционально корню из времени накопления и полосы приёма. При этом даже чувствительности антенн на уровне h ~ 10^–21 Гц^–1/2 хватает, чтобы «поймать» вариации метрического фона ~10^–24 за время наблюдения, равное одному году. Но это – при условии, что два приёмника находятся в одном месте. На практике антенны разнесены, и чем дальше, тем лучше, – этого требует стратегия алгоритма совпадений. В итоге нарушается условие коррелированности сигнальных откликов антенн, и отношение сигнал/шум сильно падает. Факторы ослабления сейчас рассчитаны практически для всех известных пар глобальной сети детекторов, в лучшем случае они порядка 0,1. Соответственно требуется увеличение чувствительности антенн обоих типов. Радикальное решение – строительство двух детекторов в одном месте. Это и сделано на интерферометрической антенне в Хэнфорде (США). Там параллельно установлены (в одной вакуумной трубе, световоде) два интерферометра с плечами 2 и 4 км. Остаётся ждать результатов.

Поиск астрогравитационных корреляций

«Слепой поиск», конечно, авантюра, раздражающая и обескураживающая. Искать «ночью чёрную кошку в тёмной комнате»?! Нужно быть хотя бы уверенным, что она там есть. Или их там много. Это легче, хотя бы одну поймаешь. Все-таки нужен инструмент, например, сачок... и побольше. Ещё лучше, если кошки иногда мяукают, а у вас есть чувствительный слуховой аппарат. Тогда можно махать сачком на звук.

Вот примерно такая логика лежит в основе идеи поиска ассоциированных астрогравитационных событий. Под таковыми подразумеваются мультирадиационные источники или релятивистские катастрофы (вспышки), которые комплексно сопровождаются излучениями различной природы, – электромагнитным в радио-, оптическом, рентгеновском и гамма-диапазонах или потоками нейтрино и других компонент космических лучей. Теоретически это могут быть те же самые катастрофы, которые рассматривались как источники ГВ-всплесков. В частности, конечные стадии звёздной эволюции, взрывы сверхновых, слияние двойных звёзд, некоторые коллапсы (кроме гравитационного) должны сопровождаться нейтринным и гамма-излучением в виде коротких серий или вспышек.

Вооружённый таким знанием «гравитационный наблюдатель» должен интересоваться, что увидели (зарегистрировали) его коллеги, работающие с другими детекторами: нейтринными телескопами, орбитальными гамма-датчиками, датчиками космических лучей и т.п. Получив от них информацию о регистрации вспышки в некоторый момент времени, гравитационный наблюдатель должен с особым пристрастием исследовать запись своей гравитационной антенны в тот же момент и в его близкой окрестности.

Преимущество такой стратегии очевидно: во-первых, резко сокращается массив обрабатываемых данных (эффективное время наблюдения), во-вторых, появляется потенциальная возможность накопления слабого сигнала путём разумного сложения кусков записей антенны, соответствующих многим вспышкам. Конечно, алгоритм «разумного сложения» можно разработать, опираясь на какую-то астрофизическую модель мультирадиационного источника. Здесь, однако, имеется дефицит подобных сценариев. Теория даёт лишь самые общие указания, например, длительность интервала (окрестности) вокруг вспышки, где может находиться гравитационный сигнал, информацию о его запаздывании или опережении, но тоже весьма оценочно. По-видимому, и по этой причине усилия по поиску нейтринно-гравитационной и гамма-гравитационной корреляций пока не привели к успеху.

Наиболее известным является случай наблюдения нейтрино-гравитационной корреляции во время вспышки Сверхновой 1987А. Итало-американская группа исследователей, работавших с неохлаждаемыми твердотельными детекторами (один в Риме, другой в Мэриленде), заявила о наличии совпадающих сигналов во временной окрестности «нейтринных событий», зарегистрированных специальным телескопом под горой Монблан. Число событий было порядка пяти, а особое внимание к ним было привлечено, как только стало известно об оптической регистрации Сверхновой в Магеллановом Облаке (r 52 кпк) 27 февраля 1987 г. О регистрации нейтринных событий заявили также группы других нейтринных телескопов в Японии и США. Впоследствии обнаружился ряд противоречий, что не позволило окончательно признать, что имело место первая регистрация нейтрино от коллапса (и теперь, спустя много лет, наблюдателям не удаётся зафиксировать наличие какого-либо плотного остатка на месте вспышки). В отношении гравитационных совпадений, коррелированных с нейтринными, также был проявлен скептицизм, главным образом по причине неправдоподобно высокой амплитуды сигналов.

И всё же этот знаменитый случай следует считать продуктивным, поскольку именно он стимулировал развитие алгоритмов поиска астрогравитационных корреляций в общем виде с использованием всей (хотя и скудной) априорной информации, которую может дать астрофизика. В последние годы активны попытки найти следы гравитационных сигналов, ассоциированных с гамма-вспышками, регистрируемыми специальными «космическими лабораториями» на борту орбитальных аппаратов (BATSE, Beppo-Sax и др.). Пока положительных результатов не получено, но надо набраться терпения и совершенствовать технику.

Заключение

Последняя фраза наверняка вызовет ироническую реакцию скептика. Сколько же можно ждать и совершенствовать, и вообще, стоит ли продолжать расходовать деньги налогоплательщиков на «эту вашу» гравитационно-волновую авантюру? Ради чего? На этот и другие критические вопросы типа «Ну что, до сих пор ничего не открыли?» приходится отвечать: «Да, пока не открыли, не овладели, но, согласитесь, и предмет исследования абсолютно необычный – волны пространства-времени, порождаемые и управляемые самым слабым из известных взаимодействий». Было бы наивно полагать, что открытие этой новой формы материи, а тем более её использование, можно получить без крайнего напряжения и мобилизации всех доступных интеллектуальных и технических ресурсов общества. Нет, это не алхимия нового века, скорее вызов цивилизации, наука которой подошла вплотную к фундаментальным тайнам мироздания.

Гравитационные волны неизбежно являются одним из составных кирпичей, лежащих в основании современной науки. Им отводится существенная роль в процессе эволюции Вселенной и, естественно, с помощью тех же волн следует эту Вселенную изучать. Уже сегодня понятно, что только гравитационное излучение способно «сообщить» о внутренней динамике коллапсирующих объектов, доставить информацию о центральных областях галактик, оккупированных гигантскими чёрными дырами в миллиарды солнечных масс, наконец, позволить заглянуть задним числом в юную Вселенную планковского возраста ~10^–43 с! Одно это перечисление должно снять вопросы типа «Ради чего?», хотя упомянуты только информационные аспекты обсуждаемого феномена. Ну а если решиться на интерполяцию за рамками общепризнанной науки, то допустимо представить линии телекоммуникационной гравитационной связи, реактивные аппараты на гравитационной радиации, гравитационно-волновые приборы интроскопии (внутривидения) и т.д. Сегодня это свободный полёт фантазии, но известно, что дорогу осиливает идущий. Так или иначе, но целесообразность продолжения экспериментальных ГВ-исследований признаётся практически всем мировым научным сообществом. Другое дело, что позволить себе такие исследования могут только развитые и экономически состоятельные страны. Что же, для человечества в целом это приемлемо.

Мы примерно знаем, как пойдёт дальнейшее развитие ГВ-эксперимента. После 1–1,5 лет непрерывной работы пары антенн LIGO американские группы получат новые средства на модернизацию, а фактически – на создание интерферометров новейшего поколения, криогенных (с охлаждаемыми подвесками) зеркал с улучшенной сейсмической защитой и чувствительностью не хуже h ~10^–23. С некоторым запаздыванием то же произойдёт с установкой VIRGO. Японские группы, построившие установку ТАМА-600, разработали проект двух 3-км криогенных интерферометров с подземным их размещением в штольнях Камиоканде. Нет сомнений, что и они получат финансирование. Итало-голландская группа успешно продвигает проект «Сфера» шарового всенаправленного детектора с подземной установкой в лаборатории Гран-Сассо. Наконец, проект гигантского космического интерферометра LISA принят ЕSА и NАSА как одна из краеугольных миссий для запусков в 2010–2015 гг. Вот это и есть недвусмысленный ответ на вопрос «Стоит ли тратить деньги налогоплательщиков?» Несомненно, разумность этих трат обсуждалась и взвешивалась не один десяток раз. Цивилизация выбрала цель, от которой нельзя отказаться на полдороге. Хотелось бы только, чтобы дорога не оказалась слишком длинной...