Пульсары и гравитационные волны

 

 

Паркс – маленький город в пасторальном Новом Южном Уэльсе примерно в пяти часах езды от Сиднея. Он был основан в 1853 г. и назван в честь Генри Паркса, одного из отцов-основателей Австралийской Федерации. От непримечательного центра всего 20 минут на машине до «Тарелки». Выезжаете из города на север по шоссе Ньюэлл, сворачиваете направо на Телескоп-роуд и через несколько минут оказываетесь у гигантского радиотелескопа.

 

Строительство «Тарелки» – таково неформальное название 64-метрового радиотелескопа в Парксе – было окончено в 1961 г., когда радиоастрономия делала первые шаги. Кроме изучения космических радиоволн, инструмент участвовал в сопровождении космических аппаратов. В 1960-е гг. он принимал сигналы межпланетных зондов НАСА «Маринер-2» и «Маринер-4», в июле 1969 г. трансляцию телевизионного сигнала исторического прилунения «Аполлона-11». (Имейте в виду, однако, что фильм 2000 г. «Тарелка» австралийского режиссера Роба Ситча – комедия с вымышленным сюжетом, а не документальное кино.)

 

Среди астрономов обсерватория Паркс известна главным образом исследованиями пульсаров. Почти половина известных пульсаров в Млечном Пути была открыта с помощью этого телескопа. Пусть по сегодняшним стандартам это устаревший инструмент, пульсары до сих пор наблюдаются почти ежедневно. Одна из целей ученых – регистрация гравитационных волн посредством измерения временны́х характеристик пульсаров.

 

Пульсар – это быстро вращающаяся вокруг своей оси нейтронная звезда, удачно (с нашей точки зрения) сориентированная в пространстве. При каждом обороте один из узконаправленных пучков ее излучения устремляется к Земле. Некоторые пульсары точнее атомных часов.

 

 

Благодаря потрясающей регулярности импульсов, измерение их параметров становится источником всевозможной информации о движении пульсара. Именно так Джо Тейлор и Джоэл Вайсберг открыли медленное снижение орбиты первого двойного пульсара PSR В1913+16. Как вы помните, это стало первым убедительным косвенным подтверждением существования гравитационных волн.

 

Однако пульсар может дать непосредственное свидетельство о существовании неуловимых возмущений пространственно-временного континуума. Представим себе гравитационную волну, движущуюся сквозь Вселенную, попеременно сжимая и растягивая само пространство. При достаточно большой длине волны – означающей, что сжатие и растяжение происходят очень медленно, – можно будет зарегистрировать этот эффект, фиксируя время прибытия импульсов далекого пульсара. Когда пространство между Землей и пульсаром немного расширяется, импульсам требуется чуть больше времени, чтобы достичь радиотелескопа. Когда оно слегка сокращается, импульсы приходят немного быстрее.

 

Во время такого короткого события, как GW150914, этот эффект наблюдать невозможно, поскольку он едва ли успеет сказаться даже на одном импульсе, но медленные многократные колебания пространственно-временного континуума – волны частотой не в сотни герц, а в несколько наногерц, примерно в 100 млрд раз более медленные, – могут быть доступными для наблюдения. Предполагается, что волны Эйнштейна чрезвычайно низкой частоты существуют. Их должны излучать двойные системы сверхмассивных черных дыр (ЧД) в ядрах далеких галактик. Волны, частота которых измеряется наногерцами, невозможно зарегистрировать методом лазерной интерферометрии. Нужно использовать в качестве детектора собственную галактику. Потребуется много терпения, что подтвердят радиоастрономы обсерватории Паркс и их коллеги по всему миру.

 

Советский астрофизик Михаил Сажин из Института астрономии им. Штернберга в Москве первым предложил использовать пульсары для прямой регистрации гравитационных волн наногерцового диапазона еще в 1978 г. Через год в Astrophysical Journal астроном Йельского университета Стивен Детвейлер также описал метод поиска гравитационных волн путем измерения времени прибытия излучения пульсаров, но пришел к выводу, что понадобится значительно повысить точность измерений, чтобы метод работал.

 

Очевидно, чтобы найти низкочастотные волны Эйнштейна, наблюдая за слабыми изменениями времени прибытия импульсов, нужен исключительно стабильный пульсар. Более того, в идеале импульсы должны быть чрезвычайно короткими, что обеспечивало бы максимально точный тайминг. Такие пульсары, как PSR В191+21 – первый, открытый Джоселин Белл в 1967 г., – в этом отношении бесполезны. Импульсы пульсара Белл имеют длительность около 40 мс. (Кроме того, у них неправильная форма, прекрасно известная поклонникам британской постпанк-группы Joy Division – знаменитая обложка их дебютного альбома 1979 г. «Unknown Pleasures» оформлена записью его пульсаций на ленте самописца.)

 

По счастью, в 1982 г. был случайно открыт новый, идеальный для этого метода тип пульсара. Дон Бейкер и Шринивас Кулкарни из Калифорнийского университета в Беркли изучали таинственный источник радиоволн в Млечном Пути – 4С21.53. Астрономы никогда не замечали, чтобы этот радиоисточник пульсировал. Но что, если он дает настолько короткие импульсы, что они прежде просто не регистрировались? Бейкер и Кулкарни решили проверить. К их удивлению, 4С21.53 действительно оказался пульсаром с невероятно коротким периодом обращения в 1,5577 мс. Огромный шар из нейтронов примерно на 50 % массивнее Солнца и размером с мегаполис вращался вокруг оси со скоростью около 642 оборотов в секунду.

 

Бейкер и Кулкарни открыли первый миллисекундный пульсар. По координатам в небе его назвали PSR B1937+21. Он находится не слишком далеко от места, где Джоселин Белл 15 годами ранее обнаружила «пульсар Joy Division», но намного дальше от Земли.

 

Скоро радиоастрономы нашли другие миллисекундные пульсары. Большинство входят в двойные системы. Очевидно, происходила аккреция – падение газа второй звезды системы на компактную нейтронную звезду. Приток газа подхлестывал вращение нейтронной звезды подобно тому, как вертушка на палочке крутится все быстрее, если на нее дуть. Благодаря чрезвычайно быстрому вращению миллисекундных пульсаров их радиоимпульсы длятся крохотную долю секунды. Более того, они оказались невероятно стабильными.

 

Один из самых знаменитых миллисекундных пульсаров – PSR В1257+12, расположен в созвездии Девы на расстоянии порядка 2300 св. лет. Его открыл в 1990 г. польский радиоастроном Александр Вольщан при помощи 305-метрового радиотелескопа Аресибо – инструмента, позволившего обнаружить пульсар Халса – Тейлора в 1974 г. Частота импульсов 161 Гц соответствует периоду обращения 6,22 мс – для миллисекундного пульсара это довольно много. Внимание Вольщана привлекло нечто другое – неидеально точная периодичность пульсаций.

 

В 1992 г. Вольщан вместе с американским коллегой Дейлом Фрейлом предложил ошеломляющее объяснение: два маленьких объекта обращаются вокруг пульсара с периодом 66,54 и 98,21 дня, вследствие чего пульсар периодически рыскает. Благодаря эффекту Доплера эти крошечные смещения сказываются на времени прибытия импульсов. По результатам измерения времени Вольщан и Фрейл рассчитали массы спутников пульсара, оказавшихся в 4,3 и в 3,9 раза тяжелее Земли. Впервые в истории астрономы открыли планеты, вращающиеся не вокруг Солнца.

 

Через два года анализ данных позволил обнаружить третью планету массой в два раза больше, чем у Луны, и с орбитальным периодом 25,26 дня. В декабре 2015 г. Международный астрономический союз присвоил трем планетам имена фантастических существ: Драугр, Полтергейст и Фобетор. Выбор продиктован тем, что три маленьких небесных тела обращаются вокруг бренных останков звезды, ставшей сверхновой. Планеты, возможно, сформировались из остаточного вещества сверхновой, образовавшей пульсар. (Первая планета на орбите звезды, более-менее похожей на Солнце, была открыта только в 1995 г.)

 

Важно, что эти планеты не удалось бы обнаружить, если бы PSR В1257+12 не был миллисекундным пульсаром. Быстрое вращение вокруг своей оси, точность хронометра и чрезвычайно короткие импульсы обеспечили идеальный тайминг, без которого невозможно выявлять и изучать тонкие различия частоты импульсов.

 

За последние десятилетия в Млечном Пути было открыто почти 150 миллисекундных пульсаров. Многие входят в шаровые звездные скопления – гигантские сферические объединения сотен тысяч звезд. Это неслучайно: в плотно заполненных ядрах шаровых скоплений у пульсаров выше вероятность оказаться в составе двойной системы и получить ускорение от второй звезды. Например, в большом шаровом скоплении 47 Тукана находится по меньшей мере 22 миллисекундных пульсара. Другое скопление, Terzan 5, содержит не менее 33 быстровращающихся «звездных зомби».

 

Один миллисекундный пульсар в скоплении Terzan 5 называется PSR J1748–2446ad. Он был открыт в 2005 г. канадским астрономом голландского происхождения Джейсоном Хесселем. Период обращения 1,396 мс делает его самым быстрым из известных на сегодняшний день. Он совершает 716 оборотов в секунду – больше, чем ваш кухонный блендер. Угловая скорость экватора пульсара составляет почти 25 % скорости света.

 

К концу 1980-х гг. стало очевидно, что миллисекундные пульсары – идеальные галактические зонды для обнаружения чрезвычайно низкочастотных волн Эйнштейна. Это было задолго до начала строительства LIGO. Некоторые астрономы, изучавшие пульсары, считали, что смогут добиться прямой регистрации гравитационных волн раньше специалистов по лазерной интерферометрии.

 

Радиоастрономы из Беркли Дон Бейкер и Роджер Фостер описали метод в статье «Организация решетки для изучения временной динамики пульсаров», опубликованной в 1990 г. в Astrophysical Journal. Они предложили следить за массивом миллисекундных пульсаров в разных частях неба – это и будет решетка. Наблюдая только один пульсар, нельзя быть уверенным, что временны́е изменения вызваны именно гравитационными волнами. Если же точно измерять время прибытия импульсов множества миллисекундных пульсаров в течение долгого времени, можно получить достаточно данных, чтобы выделить слабые изменения, появившиеся в результате прохождения низкочастотных гравитационных волн. Чем дольше измерять, тем выше шансы на успех.

Для эксперимента Бейкер и Фостер выбрали 43-метровый радиотелескоп Национальной радиоастрономической обсерватории в Грин-Бэнке (Западная Вирджиния). Около двух лет они собирали данные наблюдений за тремя миллисекундными пульсарами: PSR В1937+21 – самым первым, открытым Бейкером и Кулкарни в 1982 г., PSR B1821–24 из шарового скопления М28 и PSR В1620–26 из шарового скопления М4. (Параметры третьего объекта впоследствии позволили установить, что и у него есть планета.)

 

Трех пульсаров и собранных за два года наблюдений оказалось недостаточно для регистрации гравитационных волн. Но это был первый шаг. Если снимать точные временны́е измерения с десятков пульсаров по всему небу в течение хотя бы десятилетия, наногерцовые волны, возможно, проявятся. Пора браться за дело всерьез.

 

Прежде чем продолжить, вам следует больше узнать о наногерцовых волнах и их источниках. Это очень необычные волны. Как вы помните, период любой волны обратно пропорционален ее частоте. Если волна имеет частоту 100 Гц, это значит, что 100 гребней (и ложбин) волны проходят мимо вас каждую секунду. Таким образом, период волны (время между прохождением двух соседних гребней) составляет 1/100 секунды. Волны частотой 1 Гц (один цикл в секунду), очевидно, имеют период 1 с.

 

Итак, любой волновой феномен частотой 1 нГц (одна миллиардная герца) имеет период 1 млрд с. Это больше 30 лет! Если проходящая гравитационная волна имеет период 1 нГц, пространство медленно расширяется на неприметную величину в течение примерно 15 лет, затем вновь сокращается в следующие 15 лет. Мера растяжения и сжатия – амплитуда волны – может быть очень маленькой, порядка одной десятитриллионной процента. Таким образом, мы пытаемся зарегистрировать крохотные изменения, протекающие с черепашьей скоростью.

 

Еще один факт, который следует помнить о наногерцовых волнах, состоит в том, что они, как и прочие, распространяются со скоростью света. При периоде 30 лет длина волны равна 30 св. лет. Говоря о «медленных» волнах, я имею в виду не фактическую скорость их движения (представляющую собой предел скорости, установленный природой), а длительное время, необходимое, чтобы их присутствие проявилось.

 

Какие космические события могут вызывать настолько низкочастотные пульсации пространственно-временного континуума? Как мы видели, гравитационные волны излучаются орбитальными телами, например двойными системами нейтронных звезд и ЧД. Возможно, вы помните, что за время прохождения орбиты излучаются два волновых цикла. Если две ЧД совершают по общей орбите 100 оборотов в секунду (как в случае GW150914 непосредственно перед их столкновением и слиянием), то излучаемые ими волны Эйнштейна имеют частоту 200 Гц. Иначе говоря, период волны равен половине орбитального периода.

Гравитационная волна частотой 1 нГц имеет период около 30 лет, как мы только что убедились. Следовательно, эти волны могут порождаться небесными телами, совершающими один оборот за 60 лет. Однако две нейтронные звезды или ЧД звездной массы на орбите периодом 60 лет не излучают регистрируемых гравитационных волн – массы и ускорения слишком малы. Напомню, что GW150914 стала доступной для наблюдения LIGO только с резким увеличением амплитуды волн перед самым столкновением и слиянием ЧД.

 

Чтобы два объекта на бинарной орбите с 60-летним периодом излучали гравитационные волны регистрируемого уровня, они должны быть чрезвычайно массивными. Представьте себе сверхмассивные ЧД в ядрах дальних галактик: два ненасытных чудовища, каждое в миллионы раз тяжелее Солнца, в медленном хороводе совершающие оборот по общей орбите каждые шесть десятилетий. Фактически это танец смерти: как и маловесные сородичи, они сближаются по спирали и в отдаленном будущем столкнутся и сольются.

 

Если двойные системы сверхмассивных ЧД действительно существует где-то во Вселенной, они могут иметь разнообразные орбитальные периоды – от месяцев до тысячелетий. Излучаемые ими волны Эйнштейна, соответственно, будут демонстрировать широкий спектр частот от десятой доли миллигерца до 10 пикогерц. Очевидно, наблюдать гравитационные волны, имеющие период в столетия, затруднительно. Их эффекты недостаточно проявятся на протяжении человеческой жизни, и вероятность их регистрации мала. Более того, при таких больших орбитальных периодах ЧД должны иметь чудовищную массу, чтобы произвести волны достаточной амплитуды. Решетки для наблюдения за временной динамикой пульсаров могли бы улавливать волны с частотами, скажем, от 1 до 10 нГц.

 

Существуют ли двойные системы сверхмассивных ЧД? Да, существуют. В ядре большинства галактик находится сверхмассивная ЧД. Вероятно, они сформировались много миллиардов лет назад одновременно с самими галактиками. Подробности их формирования пока не вполне ясны, но астрономы зарегистрировали квазары на расстояниях намного больше 12 млрд св. лет. Квазары (сокращение от «квазизвездный объект») – это ослепительные высокоэнергетические ядра галактик, «источником питания» которых служат экстремально массивные ЧД. Судя по тому, что они наблюдаются на огромных расстояниях, они уже существовали, когда Вселенная была еще молодой. Возможно, рождение каждой галактики сопровождалось формированием сверхмассивной ЧД.

 

Если существуют одиночные сверхмассивные ЧД, то должны быть и их двойные системы. Дело в том, что галактики сталкиваются и сливаются друг с другом. Даже в расширяющейся Вселенной соседние галактики – например, в больших скоплениях галактик – испытывают взаимное притяжение. Постепенно они сближаются, пока не соединятся в одну более крупную галактику. Если в центре каждой была сверхмассивная ЧД, две ЧД также будут притягиваться друг к другу и в итоге образуют двойную сверхмассивную ЧД в ядре объединенной галактики.

 

Астрономы повсеместно наблюдают свидетельства слияния галактик. Эти процессы протекают слишком медленно, чтобы мы могли следить за ними в реальном времени. Мы видим только отдельные сцены наподобие фотографий ДТП, сделанных с короткой выдержкой. Нарушенные формы спиралей, вытянутые приливными силами хвосты из газа и звезд, возобновленный процесс образования звезд – во Вселенной вокруг нас можно найти любую стадию столкновения галактик. Соединив наблюдения с подробными компьютерными симуляциями, получаем довольно точную картину процесса.

 

Наша собственная галактика Млечный Путь находится на пути к столкновению со своей ближайшей соседкой – галактикой Туманность Андромеды. Их все еще разделяет 2,5 млн св. лет, но они сближаются со скоростью около 100 км/с. Через несколько миллиардов световых лет две великолепные спиральные галактики столкнутся и сольются в гигантскую эллиптическую галактику. Поскольку в центре каждой из них находится сверхмассивная ЧД, возникшая в результате галактика – так называемая Млекомеда – получит ядро, представляющее собой двойную систему сверхмассивных ЧД.

 

Двойные сверхмассивные ЧД даже наблюдались, хотя и косвенно, через периодические изменения яркости и доплерометрию далеких (на расстоянии порядка 3,5 млрд св. лет) квазароподобных объектов. Детальные наблюдения и компьютерное моделирование оставляют возможность только для одного объяснения: две очень массивные ЧД на общей орбите. В настоящее время они разнесены на триллионы километров (существенную часть светового года). Предположительно, они сольются через несколько десятков тысяч лет.

 

Итак, можно ожидать, что во Вселенной имеется множество гравитационных волн чрезвычайно низкой частоты. Они приходят с любого мыслимого направления, имеют широкий спектр частот (наногерцового диапазона), а также значительно отличаются амплитудами в зависимости от массы породивших их ЧД и, разумеется, пройденного расстояния. Вместе они постоянно растягивают и сжимают пространственно-временной континуум – совсем чуть-чуть и очень медленно, астрономы называют это гравитационно-волновым фоном.

 

Приведу наглядное сравнение. Представьте, что вы находитесь в крохотной лодочке посреди спокойного океана. На его поверхности отчетливо видна слабая рябь. Если кто-то бросит большой камень в воду поблизости от вашей лодки, вы почувствуете, что она начала слегка покачиваться. Намного труднее, однако, заметить очень медленные непрерывные колебания поверхности воды – волны, возможно, гораздо большей амплитуды, но значительно меньшей частоты. Как измерить этот «волновой фон»?

 

На самом деле это просто: ваш «детектор» не в лодке, а вокруг вас. Другие лодки, плывущие в океане, будут, как и ваша, слегка подниматься и опускаться на мелких частых волнах, но, если наблюдать за ними долгое время, эти движения можно исключить путем усреднения. Низкочастотные волны заставят другие лодки «нырять» очень медленно. Измерив растянутые во времени перемещения некоторого числа этих лодок, вы узнаете о существовании медленных колебаний поверхности океана. Если вы знаете расстояния до каждой из лодок и накопили достаточно замеров, то сможете даже обнаружить несколько отдельных источников низкочастотных волн.

 

Именно так действует решетка наблюдения за временнóй динамикой пульсаров. Поверхность океана – это пространственно-временной континуум. Окружающие лодки – миллисекундные пульсары в Млечном Пути. Пульсары не подпрыгивают вверх-вниз на волнах (как я уже говорил, идеальной аналогии не существует). Вместо этого попеременно растягивается и сжимается при прохождении низкочастотной гравитационной волны пространство между Землей и определенным пульсаром – в действительности это пространство увеличивается и вновь сокращается, очень медленно и в очень малой степени. Но, если следить за временем прибытия импульсов много лет, эффект постепенно проявится. Очень просто!

 

Конечно, не очень просто. Если бы Земля и пульсар оставались неподвижными в пространстве и пульсар был действительно идеальным часовым механизмом, то все колебания времени прибытия импульсов объяснялись бы волнами Эйнштейна. Но ситуация намного сложнее. Прежде всего, пульсары несовершенны – ничто в природе не совершенно. Их вращение замедляется, хотя и очень медленно. У них наблюдаются «глитчи» – неожиданные крохотные изменения периода вращения. Глитчи могут вызываться «звездотрясениями» поверхности или взаимодействием коры нейтронной звезды со сверхтекучей внутренней областью. Если не измерять эти эффекты и не делать поправки на них, вы не сможете заметить гравитационную волну.

 

Более того, миллисекундные пульсары часто входят в двойные системы. Необходимо учитывать их орбитальное движение, также влияющее на время прибытия импульсов. Нужно корректировать и движение вашего радиотелескопа в пространстве. Собственное вращение Земли, ее движение по орбите вокруг Солнца, мелкие гравитационные возмущения со стороны других планет Солнечной системы, приливно-отливные явления, движение Солнца по Млечному Пути, даже континентальный дрейф – необходимо учитывать все. Для этого нужно точно смоделировать все возможные влияния и очистить от них измерения. Все оставшиеся отклонения от равномерного потока импульсов могут быть вызваны гравитационными волнами.

 

В принципе, этот эксперимент можно поставить с единичным миллисекундным пульсаром. Но тогда нельзя быть уверенным, что действительно измеряешь гравитационные волны, а не что-нибудь еще. Пульсаров должно быть больше – и чем больше, тем лучше. Желательно случайным образом распределенных по всему небу. Нужно очень внимательно наблюдать за ними годами, а лучше десятилетиями. Чем дольше ведутся наблюдения, тем точнее эксперимент. Знание расстояний до пульсаров значительно облегчает анализ результатов наблюдений. Возможно, вы найдете пару источников наногерцовых гравитационных волн, выделяющихся из хаотичных фоновых сигналов, – относительно близко расположенные двойные системы сверхмассивных ЧД.

 

Большим преимуществом решеток наблюдения за пульсарами является то, что это бесплатный «инструмент». В галактике Млечный Путь множество сверхточных часов. Не нужно конструировать и строить сложные и дорогие лазерные интерферометры. Все, что нужно, – достаточно большой радиотелескоп (подойдет уже существующий) и электроника, чтобы выделять из данных наблюдений сигналы пульсаров и точно измерять время прибытия импульсов. Это весьма сложная задача, но не обязательно требующая затрат сотен миллионов долларов. Можно сказать, изучение временной динамики пульсаров – метод поиска гравитационных волн «для бедных».

 

Поиск потребует настойчивости и терпения. Это наука неторопливых. Начав проект сегодня, не надейтесь получить результаты раньше чем через 10–15 лет. Во всяком случае, об этом свидетельствует австралийский проект «Решетка для наблюдения за временной динамикой пульсаров в Парксе» (Parks Pulsar Timing Array, PPTA). Официально он стартовал в 2004 г., но до сих пор не зарегистрировал ничего существенного. Команда в 30 с лишним человек и их руководитель Джордж Хоббс из Австралийского национального комплекса телескопов терпеливо продолжают сбор данных, пытаясь повысить точность эксперимента.

 

В проекте РРТА используется только один инструмент – 64-метровая «Тарелка» в Парксе (слово «решетка» относится к массиву пульсаров, а не телескопов). В промежутках между другими программами наблюдения огромный радиотелескоп направляют на два десятка миллисекундных пульсаров и по каждому проводят временны́е измерения продолжительностью в несколько минут. При частоте импульсов, скажем, 200 Гц пять минут – это 60 000 импульсов. Каждый радиоимпульс может длиться около десятой доли миллисекунды и отличаться от других. Но в среднем, имея более 60 000 импульсов, можно определить период пульсаций с точностью порядка 100 нс, или 1/10 000 миллисекунды.

 

Аналогичные наблюдения ведутся в Европе. В проекте «Европейская решетка для наблюдения за временной динамикой пульсаров» (European Pulsar Timing Array, ЕРТА), начавшемся в 2006 г., участвуют пять радиообсерваторий. Один из инструментов – прославленный 76-метровый телескоп им. Б. Ловелла британской Обсерватории Джодрелл-Бэнк – начал наблюдение за пульсарами в 1969 г., вскоре после эпохального открытия Джоселин Белл. Еще более крупным инструментом является 100-метровая тарелка в германском Эффельсберге. Вестерборкская система апертурного синтеза в Нидерландах – линейка из 14 25-метровых чаш-антенн – работает с пульсарами с 1999 г. Четвертым участником ЕРТА стал гигантский дециметровый радиотелескоп в Нансе в центральной Франции. Наконец, в 2014 г. к коллаборации присоединился недавно построенный 64-метровый радиотелескоп в итальянской Сардинии.
 

Наблюдение за одними и теми же пульсарами с помощью трех и более телескопов имеет большое преимущество. Если у вас только один телескоп, технический сбой может исказить данные, и вы об этом даже не узнаете. При наличии двух телескопов вы по крайней мере заметите непорядок, поскольку два инструмента дадут разные результаты, но не будете знать, с каким из них возникла проблема. С тремя вы застрахованы от неприятностей. Пять европейских телескопов сильно отличаются конструктивно, и объединить их базы данных непросто. Но к настоящему моменту европейские исследователи пульсаров стандартизировали хронометрическое оборудование и усовершенствовали процесс измерений.

 

С 2007 г. два больших американских радиотелескопа – гигантская тарелка Аресибо в Пуэрто-Рико и 100-метровый телескоп Грин-Бэнк в Западной Вирджинии – официально работают вместе, наблюдая за временны́ми параметрами решетки пульсаров. Североамериканская наногерцовая гравитационно-волновая обсерватория (NANOGrav), как был назван этот проект, объединяет несколько десятков радиоастрономов из 15 университетов и институтов. Три группы (РРТА, ЕРТА и NANOGrav) действуют в тесном сотрудничестве в рамках коллаборации International Pulsar Timing Array, IPTA.

 

Несколько лет назад радиоастрономы еще питали тайную надежду найти прямые доказательства существования волн Эйнштейна раньше физиков LIGO и Virgo. В 2010 г. и 2011 г. два лазерных интерферометра закрылись на масштабную реконструкцию. На тот момент они не обнаружили гравитационных волн, и усовершенствованные детекторы должны были вернуться в строй не ранее 2015 г. и 2016 г., тогда как наблюдения за пульсарами не прерывались. В 2013 г. главный исследователь NANOGrav Ксавье Сименс и его коллеги даже опубликовали в Classical and Quantum Gravity оптимистичную статью, начинавшуюся утверждением, что «регистрация возможна в течение десятилетия и может произойти уже в 2016 г.».
 

Очевидно, этого не произошло. Коллаборации LIGO и Virgo поразили мир первой серией открытий. 12 февраля 2016 г., всего через день после пресс-конференции, посвященной GW150914, на сайте IPTA появилось сообщение:

 

Оптимизм не утрачен. В марте 2016 г. Стивен Тейлор из ЛРД вместе с коллегами представил новый анализ, оценивающий вероятность регистрации наногерцовых гравитационных волн в течение десятилетия в 80 %.

 

Следует иметь в виду, что все расчеты строятся на теоретических моделях. Сила гравитационно-волнового фона зависит от большого числа допущений. Модели и допущения могут быть ошибочными. В галактиках действительно имеются сверхмассивные ЧД, галактики действительно сталкиваются и сливаются, но дьявол скрывается в деталях. Каково распределение масс сверхмассивных ЧД – иначе говоря, сколько их приходится на определенный диапазон масс? Как развиваются галактики и сверхмассивные ЧД? Насколько часто галактики сталкиваются? Если слияния происходили чаще в отдаленном прошлом (что очень вероятно), как именно снижается частота слияний со временем?

 

Другие неопределенности связаны с событиями, происходящими после столкновения. Сколько времени нужно, чтобы две сверхмассивные ЧД под действием гравитации «просочились» в центр возникшей в результате слияния галактики? Окажутся ли они достаточно близко друг к другу, чтобы излучить доступные для регистрации гравитационные волны? Все это зависит от того, как именно ЧД взаимодействуют с отдельными звездами и облаками газа в центральной области галактики, но мы об этом практически ничего не знаем.

 

Надежды на регистрацию гравитационно-волнового фона могут оказаться беспочвенными по многим причинам. Возможно, в молодой Вселенной возникло меньше сверхмассивных ЧД, чем мы думаем, или галактики сливаются реже, чем принято считать. А может быть, сверхмассивным ЧД нужны миллиарды лет, чтобы оказаться достаточно близко друг от друга. Миллионы слияний могут «забуксовать». Финальная фаза сближения может быть гораздо скоротечнее, чем в теории. Возможно сочетание нескольких факторов.

 

В то же время временны́е измерения решетки пульсаров – пусть пока с нулевым результатом – дают ценные фрагменты общей картины. Сила гравитационно-волнового фона снабжает астрономов важной информацией об эволюции галактик и сверхмассивных ЧД. Благодаря программам продолжительностью в несколько десятилетий теоретики сегодня располагают экспериментальными данными для проверки своих гипотез. Некоторые теоретические модели эволюции галактик путем слияния уже опровергнуты, поскольку предсказывали существование настолько сильных наногерцовых волн, что их уже должны были зарегистрировать. Если наногерцовые волны будут обнаружены в ближайшем будущем, их характеристики многое расскажут о процессах в дальних областях Вселенной и в ядрах сливающихся галактик.

 

На сегодняшний день астрономы, изучающие пульсары, продолжают кропотливый труд. Примерно каждые две недели они обследуют десятки миллисекундных пульсаров, пополняя базу данных. Медленно, но верно, год за годом, повышается чувствительность инструментов. Никто не сомневается, что когда-нибудь поиск увенчается успехом. Это, однако, будет не революционная регистрация, как у LIGO, а следствие постепенно растущей уверенности.

 

 

Если этот воображаемый сценарий хотя бы отчасти сбудется, то во многом благодаря новой радиообсерватории, обещающей затмить всех предшественниц. Ее инструментом станет не единичная тарелка, как в Парксе, Аресибо или Китае, где недавно завершилось строительство 500-метрового телескопа FAST, и не классический интерферометр, подобный нидерландскому Вестерборку или Очень большой решетке в Нью-Мексико. Так называемая Решетка в квадратный километр (Square Kilometre Array, SKA) – это планомерное объединение многих сотен радиотелескопов-тарелок и десятков тысяч простых дипольных антенн. Со временем ее полная площадь перехвата составит 1 км2, отсюда и название. Тарелки и антенны, соединенные оптоволоконными кабелями, будут действовать синхронно, выдавая на мощный центральный суперкомпьютер сотни терабайт первичных данных в секунду. Это будет самый крупный научный полигон в истории человечества.

 

Если Паркс в Новом Южном Уэльсе кажется вам маленьким городком с неказистым центром, добро пожаловать в Мерчисон в Западной Австралии на другой стороне континента. Это просто горстка хаотично расположенных домов с единственным магазином, он же бар и автозаправка. Несколько десятков человек живут здесь на бывшей территории племени аборигенов ватярри яматджи. Еще несколько человек фермерствуют дальше в буше. Весь Мерчисоншир занимает площадь примерно со штат Мэриленд, а население составляет 110 человек. Это рай для радиоастрономов.

 

Возле гигантского ранчо Буларди-Стейшн австралийские астрономы установили в пустыне на огромном пространстве 36 12-метровых тарелок. Это Австралийский целеуказатель Решетки в квадратный километр, сокращенно ASKAP. Строительство радиотелескопов было завершено в 2012 г. Монтаж чувствительных фидеров фазированной антенной решетки занял еще около двух лет. Первые научные наблюдения (с участием только 11 тарелок) астрономы провели весной 2016 г.

 

Недалеко от ASKAP находится еще один телескоп-целеуказатель SKA – «Мерчисонский массив широкого поля» (Murchison Widefield Array, MWA). Он вообще не похож на радиообсерваторию. MWA состоит из многих десятков антенных полей, или ячеек. Каждая ячейка включает 16 похожих на паука дипольных антенн высотой не более 50 см. Впервые эта система была применена в телескопе «Низкочастотная антенная решетка» (Low-Frequency Array, LOFAR) в Нидерландах. ASKAP и MWA дополняют друг друга: ASKAP – один из самых быстрых радиотелескопов в мире, способный обследовать обширные области Вселенной, а MWA ориентирован на поиск низкочастотных космических радиоволн, излученных всего через несколько сот миллионов лет после Большого взрыва.

 

Этот далекий пустынный регион был выбран за исключительную радиотишину. Здесь строго запрещается пользоваться сотовыми телефонами. Пост управления ASKAP имеет металлический кожух, не выпускающий наружу радиоволны, создаваемые компьютерами и электроникой внутри здания. Одним из главных источников радиопомех являются самолеты, поэтому радиоастрономы стараются добиться переноса некоторых воздушных коридоров. Земля здесь плоская, горячая и сухая – безбрежная равнина красного песка и кустарников, населенная комарами, хищными птицами и кенгуру.

 

Через несколько лет Мерчисонская радиообсерватория станет ядром австралийской части Решетки в квадратный километр. Опираясь на опыт работы с MWA, астрономы построят десятки тысяч более крупных дипольных антенн, напоминающих рождественскую ель в рост человека. Они будут сгруппированы в круглые станции, распределенные по многим сотням километров красной австралийской пустыни. Соединенные оптоволокном и подключенные к гигантскому суперкомпьютеру в Перте, антенны станут самым чутким низкочастотным «ухом» в истории.

 

Тем временем в Грейт Кару – полупустынной области в Южной Африке к северо-западу от городка Карнарвон – уже действуют два целеуказателя SKA. «Решетка для изучения эпохи вторичной ионизации водорода», или «Гера» (Hydrogen Epoch of Reionization Array, HERA), состоит из 19 простых 14-метровых тарелок из проволочной сетки. Массив расширяется и к концу 2018 г. будет включать около 350 тарелок. MeerKAT – это массив из 64 13,5-метровых радиотелескопов. Проект войдет в первый этап строительства среднечастотной части SKA.

 

В свое время здесь будут синхронно работать многие сотни радиоантенн, изучая радиогалактики и квазары, происхождение и эволюцию галактик, остатки сверхновых и добиотические молекулы в космосе, а также, конечно, пульсары. Решетка в квадратный километр (особенно ее южноафриканская часть) благодаря невероятной чувствительности откроет новую эпоху в измерении временны́х характеристик массива пульсаров.

 

SKA, предположительно, сыграет ведущую роль еще в одной сфере гравитационно-волновых исследований – идентификации источников волн. Слабейшие возмущения пространственно-временного континуума, которые «почувствовали» радиотелескопы, очень многое могут рассказать о таких космических катастрофах, как взрывы звезд и слияния нейтронных звезд. Но ученые всегда хотят большего. И это естественно! Если у вас под ногами задрожит земля, вы обязательно оглядитесь в поисках причины и чем больше зацепок найдете, тем лучше. Поэтому астрономы охотятся за так называемыми электромагнитными проявлениями источников гравитационных волн, сочетая возможно больше наблюдений. Они надеются, что радиообсерватории и оптические инструменты с быстрым откликом сумеют «увидеть» события, ставшие первопричиной волн Эйнштейна.
 

Здравствуй, многоканальная астрономия!