LISA: ловим гравитационные волны в космосе

Один парень изучал физику и пытался опровергнуть выводы Теории Относительности. Он даже пытался опубликовать свои изыскания в престижном журнале Physical Review Letters. Его заслуженно отбрили рецензенты и развернул редактор журнала - статья была ошибочной. И хорошо, потому что было бы, мягко говоря, неловко. Этим парнем был Альберт Эйнштейн.

И правда, история открытия гравитационных волн полна любопытных поворотов. Сам Эйнштейн открыл волны, а потом отказался от своего открытия (а потом снова поменял точку зрения). Целых 50 лет после этого они считались математическим артефактом, пока Фейнман не представил очень важный аргумент в пользу их существования. Несколько лет шла битва лучших умов в споре за правильность аргумента, после чего начали придумывать способы их наблюдать. Волны уже были "наблюдены" в 60х экспериментально, и статья об открытии наделала много шума. Однако никто не смог подтвердить открытия, и их пришлось "закрыть", трагедия для Вебера - автора работ. Понадобилось еще 40 лет и множество усилий, чтобы построить детекторы, которые таки смогут их наблюдать. Спустя сто лет, в 2015 году, мы в LIGO зарегистрировали первый сигнал. За прошедшие пять лет количество событий перевалило за 90, и мы видели и слияния черных дыр, и нейтронных звезд, и пар нейтронной звезды и черной дыры.

Но детекторы LIGO-Virgo-Kagra могут наблюдать только определенные события - разнообразные шумы очень мешают наблюдениям. В ближайшие годы начнется строительсто нового подземного детектора Einstein Telescope, который значительно увеличит количество наблюдаемых событий (их будет так много, что в любой момент времени мы будем видеть несколько сигналов одновременно). Но и он не сможет наблюдать низкочастотные сигналы. Виной тому сейсмическая активность Земли. Выход тут один: отправиться в космос. Именно это и планируется в космическом детекторе LISA. О нем я сегодня и расскажу.

А если вы хотите больше узнать про историю открытия гравитационных волн - горячо рекомендую вот эту статью

Немного про детекторы гравитационных волн

Если вы знаете, как работают детекторы, смело пропускайте эту часть.

Детектор LIGO - интерферометр Майкельсона. Гравитационные волны растягивают одно плечо и сжимают другое, относительная фаза света на делителе лучей изменяется, и на выходе появляется интерференционная картинка. Image credit: [induced.info*](http://induced.info)

Общая теория относительности говорит нам о том, что гравитация - это на самом деле искривление пространства-времени. Тела движутся в этом искривленном пространстве времени по кратчайшему расстоянию. Для нас это выглядит как искривление траектории, как на картинке ниже. Искривление пространства-времени приводит к изменению расстояний между объектами.

Любая масса и энергия (!) искривляют пространство-время, так что не только массивные тела притягивают к себе, но и просто энергия (например, свет) - тоже.

Гравитационные волны (ГВ) - малые возмущения метрики пространства-времени. Они возникают при несимметричном движении массивных тел, например, при слиянии двух черных дыр. Эти возмущения распространяются от источника со скоростью света, меняя ненадолго изменяя локальную кривизну. Как мы выяснили выше, кривизна определяет расстояния между объектами. То есть, гравитационные волны меняют относительно расстояние между двумя телами: “сжимает" или "расширяет" его.

Гравитационно-волновой детектор создан так, что он позволяет измерить это изменение расстояний с помощью лазеров. В простейшем варианте детектор является интерферометром Майкельсона, где плечи детектора сбалансированы так, что за счет конструктивной интерференции весь свет отражается в сторону источника, а второй выход делителя луча за счет деструктивной интерференции остается темным.

Когда ГВ достигают детектора, они растягивают одно плечо и сжимают другое, что изменяет интерференционную картинку на выходе интерферометра и позволяет зарегистрировать сигнал.

В прошлой статье я объяснял, что ГВ детектор - не линейка, а часы, т.е. измеряет относительную задержку света в двух плечах, вызванную гравитационной волной. Также я показал, что относительное изменение фазы света при изменении метрики на h_0 зависит от длины детектора L:

Мощность света на фотодиоде пропорциональна этой фазе, что объясняет, почему детекторы делаются такими длинными (4км LIGO, 10км Einstein Telescope): это позволяет увеличить чувствительность.

Сложности в детекторах

Итак, казалось бы: чем длиннее длина плеча, тем больше чувствительность. Давайте строить детекторы длиннее, в чем проблема?

Проблемы две:

1. На Земле сложно построить прямую линию с длиной больше пары десятков км: Земля, к сожалению, шарик. Поэтому в будущем детекторе Cosmic Explorer в США с длиной 40км придется спрямлять кривизну планеты, срезая землю на несколько метров. Дорого и сложно. 40км - это примерно предел того, что мы можем сделать.
2. Чем длиннее детектор, тем меньше максимальная частота сигнала, которую он может поймать. И на Земле это ставит крест на длинных детекторах: на низких частотах ниже 1Гц земля непрерывно трясется: землятресения, извержения вулканов, морской прибой, человеческая активность и т.д. Это мешает даже нынешним детекторам, а будущий Einstein Telescope так вообще засунут на 300м под землю, чтобы спрятать от тряски. Но и этого недостаточно: для изоляции от движения земли используют длинные подвесы по 10-17м. И все это позволит измерять частоты только выше 5Гц.

А на частотах ниже 1Гц, надо сказать, есть куча интересных и важных сигналов:

• Те же слияния нейтронных звезд или черных дыр можно видеть за месяцы до самого слияния (так как по мере сближения частота ГВ растет, но изначально они вращаются с очень низкой частотой.
• Слияния сверхмассивных черных дыр в центрах галактик
• Слияния сверхмассивных черных дыр с массами в десятки тысяч солнечной
• Слияния двойных систем с большой разницой в массах (например, 10000 и 20 солнечной).
• Гравитационно-волновой фон
• и кто знает что еще попадется!

Решение: летим в космос!

Решение этих проблем “простое”: давайте построим такой же детектор, но в космосе. Там можно сделать любую длину плеча и измерять сигналы очень низких частот. При этом никакие людишки не будут врезаться в детектор, разъезжая по пустоши по пьяни (true story), а птицы не будут долбиться в вакуумные трубы, изображая сигнал (тоже true story).

Итак, прошу любить и жаловать: LISA (Laser Interferometer Space Antenna).

Детектор будет состоять из трех спутников, которые будут лететь в треугольной конфигурации по орбите Земли вокруг Солнца. Лазерные лучи будут распространяться от одного спутника к другому, так что каждая пара лучей будет формировать один интерферометр (в сумме получится три).

Главная фишка: длина плеча интерферометра (т.е. расстояние между спутниками) будет 2.5 миллиона км. Для сравнения, расстояние от Земли до Луны составляет около 380 тысяч км.

Такая длина плеча позволит регистрировать гравитационные волны с частотами между 10мкГц до 10мГц.

Но, как вы можете представить, с таким подходом возникает куча других проблем. Давайте разбираться.

Основной принцип работы LISA

Помните, что гравитационные волны меняют расстояния между объектами? Так вот, LISA сможет регистрировать изменения в длине плеча в 50 раз меньше размера атома. Повторю: изменения в длине 2.5 млн. км. на 1/50 размера атома. Как это вообще возможно?!

Если вы читали прошлые мои статьи, вы уже знаете ответ: измеряется изменение длины, а не сама длина. Изменение длины приводит к задержке во времени полета фотона, и вот эту задержку мы вполне можем измерять с огромной точностью: в этом суть работы интерферометра. Но как же, скажете вы, неужели спутники можно позиционировать с такой точностью? А как насчет локальных шумов, пылинок, флуктуации самого материала, в конце концов? Вот в этом и состоит основная сложность.

• Самое важное: измеряются расстояния между тестовыми массами, которые летают в свободном полете по орбите. Тестовые массы — небольшие золотые кубики. Они помещены внутрь спутника в специальную емкость, но не касаются его и летят в инерциальном полете. Спутник корректирует свою орбиту так, чтобы поддерживать расстояние до кубиков. Лазерный луч отправляется с одного спутника на другой, отражается там от кубика и возвращается обратно, интерферируя с другим лучом, измеряя задержку.

• Орбита спутников может быть непостоянной: они могут смещаться под действием внешних сил и возмущений. Это происходит очень медленно, и они слегка меняют орбиты кубиков через электростатическое воздействие. Спутники непрерывно измеряют расстояние между друг другом (с точностью до см с помощью обычных методов ранжирования) и учитывают это при создании воздействия на кубик (чтобы быть уверенными, что это не гравитационные волны). Таким образом, интерферометры всегда видят изменение длины на очень низких частотах, а гравитационные волны выглядят как модуляция этих сигналов.

Дьявол в деталях

Кажется, что описанное выше очень сложно? Hold my beer. Из этой части статьи вы выйдете с убеждением, что это невозможно.

1. Лазерный луч — не луч в прямом смысле слова. Конечно, когда вы берете лазерную указку, вам кажется, что лазерный луч — это по сути прямая. Но если вы игрались с ними, светя соседям в окна на деревья где-нибудь вдалеке, вы видели, что маленькое пятнышко лазера на выходе из указки становится довольно большим на расстоянии. Это фундаментальное свойство света: чем дальше (от фокуса, где его диаметр минимален) распространяется луч, тем шире он становится. Скажем, ваша лазерная указка на расстоянии в 1м будет диаметром в 1мм, 100м — 2 см, 10км — 2м, а на расстоянии2.5млн километров — около 500км. Напоминаю, что размер кубика: несколько см. Несложно посчитать, что на кубик попадет около 1/25000000000000 от света, излученного вашей указкой. Если указка мощностью в 1мВт, то до кубика будет долетать всего около сотни фотонов в секунду. А им же еще надо отразиться и пролететь такое же расстояние обратно: в итоге, вы потеряете весь свет.

Для этого есть два решения: увеличить мощность лазера (в LISA они 1Вт) и увеличить изначальный размер луча. Чем больше луч в начале пути, тем меньше его расходимость. Например, если сделать начальный диаметр луча не 1мм, а 1м, расстояние на спутнике будет уже "всего” 5км. Но этого уже достаточно, чтобы получить несколько пиковатт на дальнем кубике. Именно так и делается в LISA: диаметр луча, выходящего из спутника, специально делается достаточно большим, чтобы до другого спутника долетало достаточно света. Ура?

2. Стоп, скажут самые внимательные из вас. До кубика долетает несколько пиковатт, но ведь свету надо отразиться и еще долететь обратно?! Что-то тут не сходится.

И будут совершенно правы. Дело в том, что я вас немного обманул, когда сравнивал работу LISA с обычным интерферометром. На самом деле, свет не отсылается обратно после отражения от кубика. Вместо этого он совмещается с локальным лазерным лучом.

Пошагово: лазерный луч разделяется на две части на спутнике. Одна часть отражается от кубика и посылается на другой спутник, а вторая часть интерферирует с лучом от другого лазера, пришедшим от другого спутника (тоже предварительно отразившись от кубика). Таким образом два луча оказываются “связаны” друг с другом через локальную интерференцию. Сигнал же о гравитационной волне оказывается “закодирован” в луче, который отражается от двух кубиков. В LIGO мы могли видеть сигнал буквально глазами на выходе из фотодетектора

В LISA так не получится: сигналы придется извлекать из анализа данных.

Важный момент тут в том, что в отличие от LIGO тут нет интерферометра Майкельсона с двумя длинными плечами, а есть интерферометры с одним очень длинным и одним очень коротким. Целиком интерферомтры выглядят так:

Представляете? Вот это все должно работать где-то далеко в космосе, еще и ловить гравитационные волны. А что если одно зеркальцо немного сдвинется? В LIGO луч света постоянно корректируется, что бы компенсировать небольшие подвижки зеркал. А как тут быть?

Примерно так. Вся оптическая установка состоит из монолитного стекла, к которому стеклянным клеем приклеены зеркала. Они собираются в чистых комнатах, где все ходят в костюмах защиты и нет ни пылинки, с помощью специальной системы позиционирования, которая ставит зеркала на места с огромной точностью. В результате получается практически монолитная конструкцая, так что зеркала относительно друг друга не смещаются. Я раньше работал в лабораториях, где создают эти оптические установки — сложность и продуманность процесса поражают.

Но что это я, я же обещал убедить вас, что это невозможно, а рассказываю про обратное. Давайте обсуждать сложности дальше.

3. Лазерный шум

В обычных интерферометрах типа LIGO роль двух длинных (и равных по длине) плечей заключается не только (и не столько) в детектировании сигнала. Для этого было бы достаточно и одного плеча. Два плеча нужны, чтобы компенсировать флуктуации частоты лазера.

Дело в том, что частота (длина волны) любого, даже самого стабильного лазера слегка меняется — это называется частотным шумом. Кому-то это может быть более знакомо как ширина полосы лазера. Это фундаментальный эффект, связанный с генерацией света (и в конечном итоге квантовый).

Так вот этот шума даже в лучших лазерах на много-много-много порядков выше любого сигнала, который мы хотим регистрировать. Но на наше счастье в интерферометрах от этого шума можно избавиться, если уравнять длину двух плечей. Как это работает? Выберем небольшой “кусочек” световой волны, которая слегка изменила частоту. Она делится на две на делителе луча, две части этого кусочка проходят одинаковый путь в плечах и возвращаются к центральному делителю луча. Там они деструктивно интерферируют и никакой шум не просачивается к нашему фотодетектору.

А теперь представьте, что одно плечо гораздо меньше другого. На кусочек делится на два, но потом один проходит совсем небольшой путь и возвращается к делителю луча гораздо раньше, чем второй. Ему не с чем деструктивно интерферировать и он вылезает прямо на фотодиод, полностью перекрывая все гравитационные волны.

Что же делать? На помощь приходит хитрый анализ данных, когда создается виртуальный интерферометр с двумя длинными плечами. Это называется time delay interferometry, и подробное объяснение этого, пожалуй, слишком сложно для данной статьи. Желающие могут погрузиться в тему в этой или этой статье.

Главное, что такой подход позволяет снизить эффект лазерного шума на много порядков, но требует сложного анализа данных.

4. Шумы

Не только гравитационные волны изменяют расстояние между кубиками, но и множество шумов из разных источников, которые либо физически меняют расстояние, либо маскируются под такое изменение. Я перечислю несколько самых важных:

• Шумы измерения: всевозможные шумы, связанные с процессом измерения: это и лазерные шумы, и электронные шумы фотодиодов и дробовой шум.
• Тепловые шумы: несмотря на то, что спутник находится в космосе, все элементы слегка колеблются под действием броуновского движения молекул в материале. Такой тепловой шум возникает на кубиках, на зеркалах и прочих поверхностях.
• Шум актюаторов: помните, что кубики поддерживаются на постоянном расстоянии от внутренностей спутника? Элетрическое поле, которое используется для это, слегка флуктуирует, что приводит к дополнительным силам на кубик.
• Шум двигателей: положение спутников необходимо постоянно корректировать, иначе они разлетятся или отвернутся друг от друга и никакого треугольника не получится. Для этого реактивные двигатели постоянно поддерживают нужную ориентацию. Конечно, тяга двигателей непостоянна и приводит к флуктуациям в положении спутников.
• Остаточный газ: в космосе хоть и вакуум, но немного частиц разных газов могут быть. Эти частицы сталкиваются с кубиками и толкают их.
• Система наводки: чтобы поддерживать ориентацию спутников, используется специальная система наводки. Она тоже не идеальна, что приводит к погрешностям.

Каждый из этих шумов требует оптимизации и специального дизайна.

Конечно, это только фундаментальные сложности, есть еще куча чисто технических: питание и топливо, изоляция от внешних воздействий, обработка данных…

Не знаю, как вам, но мне всегда этот проект казался чисто фантастическим: мы с трудом на Земле-то детектируем грав волны, а тут надо запустить это в космос! Но фантастика иногда становится реальностью.

LISA Pathfinder

В 2015 году был запущен спутник LISA Pathfinder — прототип полноценного LISA.

Цель проекта была в тестировании процесса измерения. Внутрь спутника было помещено два кубика (которые точно так же, как в LISA) летали “внутри” отдельных камер. По сути, там был такой же интерферометр, как в LISA, только внутри одного спутника.

Спутник был запущен в точку Лагранжа, где он провисел около года, проверяя надежность работы систем. Основными целями были:

• Проверка работы интерферометра с тестовыми массами
• Управление спутником без создания дополнительных сил на кубики
• Проверка технологий на прочность (сможет ли работать лазер в космосе? — сможет!)

Со всем этим миссия справилась не просто отлично, а превзошла все ожидания. Посмотрите на график чувствительности (т.е. минимальной силы, которую может зарегистрировать детектор, ограниченный разными шумами на разных частотах):

Это феноменальный успех доказал возможность работы LISA.

Что будет дальше?

После успеха Pathfinder Европейское космическое агентство полностью спонсировало проект LISA. Сейчас он вовсю готовится: запуск запланирован в 2035 году. Сама миссия рассчитана на 4 года (и если повезет, то до 8 лет, в зависимости от износа компонентов и траты топлива). В случае успеха нас ждет огромное количество данных, которые надо будет как-то обработать. Самая большая проблема в этом заключается в наложении разных источников друг на друга. LISA будет видеть сразу все: и слияния галактик и сверхмассивных черных дыр, и стохастический фон гравитационных волн, и слияния компактных объектов, причем по множеству одновременно. Ученым придется придумать, как их разделять и как получать нужные параметры из этих наблюдений. Хорошо, что есть еще больше десяти лет, чтобы как следуюет этому научиться.

А как насчет других космических детекторов?

Но может возникнуть законный вопрос: LISA будет ловить волны с частотой до 1мГц максимум, а минимальная частота для LIGO/ET — порядка нескольких Гц. А как насчет окна между 1мГц - 1Гц? Там же тоже должно быть полно интересных источников?

Действительно, и тут на помощь могут прийти снова космические детекторы, но с меньшим размером плеча. Тут есть два лидирующих проекта: китайский TianQin и японский DECIGO.

TianQin — по сути копия LISA, только с меньшей длиной плеча (около 100.000 км), и летать он будет на орбите Земли.

DECIGO чуть интереснее: там длина плеча всего 1000км, он тоже летает на орбите Земли, и там используются настоящий интерферометр не только с длинными плечами, но и с оптическими резонаторами в плечах, прямо как в LIGO.

Пока эти проекты находятся в ранней стадии разработки (хотя TianQin развивается бешеными темпами — китайцы, наверное, хотят обогнать LISA).

Что получится — неизвестно, но середина 30х явно будет бумом детекторов гравитационных волн: на Земле запустят Einstein Telescope и Cosmic Explorer, в космосе полетят LISA и, возможно, TianQin. Сколько всего мы сможем узнать о Вселенной — голова идет кругом от возможностей! Осталось дождаться…

• Если вам нравятся мои статьи, вы можете поблагодарить меня и поддержать мои проекты в Клубе
• А еще много пишу про разную науку в своем канале "Гомеоcтатическая Вселенная", подключайтесь!