Нобелевская премияпо физике 2017 года

Нобелевская премия 2017 г. в области физики присуждена Райнеру Вайссу, Кипу Торну и Барри Баришу за решающий вклад в проект LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) — создание лазерно-интерферометрической гравитационно-волновой обсерватории, а также за обнаружение гравитационных волн.

Существование гравитационных волн — распространяющихся со скоростью света колебаний метрики (пространства-времени) было предсказано Альбертом Эйнштейном в 1916 году как следствие сформулированной им общей теории относительности. Такие волны излучаются массами, движущимися с переменным ускорением (либо переменными массами). Обнаружить их можно по вызываемой ими «деформации» пространства (или замедлению времени), например, через изменение колебаний упругих твердых тел или через измерение расстояния между свободными массами, однако, эти эффекты настолько слабые, что воспроизвести в Земных условиях опыт Герца для гравитационных волн невозможно. Даже волны, возникающие при астрофизических катастрофах — взрывах сверхновых звезд, столкновениях нейтронных звезд и черных дыр вызывают крайне малые относительные изменения расстояний на Земле – 10-20 и менее. Косвенно, существование гравитационных волн было подтверждено в процессе десятилетнего наблюдения за пульсаром — двойной системой PSR1913+16, открытой Расселом Халсом и Джозефом Тейлором (удостоены Нобелевской премии в 1993 году). Было обнаружено, что она теряет энергию в строгом соответствии с предсказаниями теории относительности.

Первые попытки экспериментального обнаружения гравитационных волн предпринял Джозеф Вебер, который в конце шестидесятых годов ошибочно объявил, что его твердотельный детектор (алюминиевая болванка весом 1,5 тонны, снабженная пьезодатчиками) регистрирует гравитационные волны. На кафедре колебаний физического факультета МГУ под руководством профессора Брагинского были разработаны детекторы, превосходящие по чувствительности детекторы Вебера. С их помощью, а также с помощью многих других твердотельных детекторов, которые были созданы позднее в различных лабораториях мира, результаты Вебера были опровергнуты. Тем не менее, интерес к проблеме стал быстро расти. В то же время, становилось ясно, что твердотельные детекторы бесперспективны в силу их недостаточной чувствительности и узкополосности.

В 1972 году Райнер Вайс, сотрудник Массачусетского университета, предложил проект создания гравитационно-волновой антенны на основе лазерного интерферометра, измеряющего относительные смещения свободных масс, разнесенных на большое расстояние. Этот момент считается отправной точкой создания обсерваторий LIGO (отметим, что идея использования оптического интерферометра для детектирования гравитационных волн была предложена советскими физиками М.Е. Герценштейном и В.И. Пустовойтом в статье, опубликованной в ЖЭТФ в 1963 году). Под руководством Р. Вайса были созданы первые прототипы будущих лазерных антенн. В 1975 году Райнер Вайс встретился с Кипом Торном, выдающимся физиком-теоретиком, известным, в том числе, своими работами по теории гравитации. Кип Торн не только понял значимость возможности детектирования гравитационных волн для астрофизики и поверил в успех проекта Вайса, но и сумел убедить в этом остальных, в том числе Национальный Научный Фонд США (NSF), который в 1995 году выделил почти 400 миллионов долларов на строительство гравитационно-волновой обсерватории из двух антенн с длинами плеч по 4 км, разнесенных на 4000 км (самый крупный проект, когда-либо финансированный NSF). Этому предшествовало строительство 40 метрового прототипа в Калифорнийском Технологическом институте, решение множества физических и технических проблем, в которых непосредственное участие принимали Торн и Вайс. Тем не менее, проект испытывал серьезные организационные трудности, поэтому возглавить строительство обсерватории в 1994 году было предложено Барри Баришу, физику-ядерщику, имеющему опыт руководства крупными проектами (он, в частности, возглавлял эксперимент по поиску магнитных монополей в Гранд Сассо). Барри Баришу удалось привлечь выдающихся специалистов и организовать эффективную работу большого коллектива. В результате, в 2002 году детекторы первого поколения вступили в строй. После многочисленных усовершенствований, проектная чувствительность была достигнута, а затем и превышена. Наблюдения, проводимые с 2002 по 2010 год, результата не дали, после чего началась реконструкция (переход от LIGO к AdvLIGO), в результате которой чувствительность возросла почти в 10 раз. 14 сентября 2015 года впервые был зарегистрирован сигнал, вызванный столкновением черных дыр массами в 29 и 36 Солнечных которые находились на расстоянии 1,3 миллиарда световых лет от Земли. К настоящему времени достоверно подтверждено уже 4 подобных события, ожидается, что в дальнейшем количество получаемой информации будет расти.

Присуждение Нобелевской премии Райнеру Вайссу, Кипу Торну и Барри Баришу всего через 2 года после открытия стало наградой за работу, продолжавшуюся более 40 лет.

Уместно упомянуть вклад в создание LIGO сотрудников, аспирантов и студентов физического факультета МГУ. Группа кафедры физики колебаний, которую в настоящее время возглавляет профессор В. П. Митрофанов, более 10 лет является членом LSC — международной коллаборации LIGO, объединяющей более 1000 ученых из 14 стран. Группа была создана выдающимся российским ученым, профессором Владимиром Борисовичем Брагинским, который ушел из жизни в начале 2016 года — вскоре после того, как было объявлено об обнаружении гравитационных волн. Необходимо отметить, что многие решения, использованные при создании детекторов LIGO, были предложены именно им, а прототипы отдельных их узлов испытывались в лабораториях физического факультета МГУ. Брагинским были открыты квантовые ограничения на точность абсолютно любых измерений: оказывается, мы не можем измерять любые величины сколь угодно точно, квантовая механика этого не позволяет. Им же было показано, что существует стратегия, позволяющая обойти этот предел — квантово-невозмущающие измерения. И именно сейчас чувствительность детекторов LIGO вышла на уровень, при котором такие квантовые ограничения начинают играть решающую роль.

Справка.

Основой лазерного детектора гравитационных волн является интерферометр Майкельсона: излучение лазера разделяется на два перпендикулярных луча, которые, отражаясь от зеркал, расположенных на расстояниях в 4 км от светоделителя, возвращаются и попадают на фотоприемник. Сигнал на его выходе зависит от разности фаз в лучах, которая, в свою очередь, зависит от разности пройденных ими путей. Для того, чтобы увеличить набег фазы, в каждом плече установлены дополнительные зеркала, образующие резонаторы Фабри-Перо: можно сказать, что лучи 300 раз пробегают 4 километра в каждом направлении прежде, чем попадают в фотоприемник. Диапазон частот, которые регистрируют детекторы LIGO, составляет от десятков Герц до нескольких килогерц (по совпадению, звуки именно с такими частотами воспринимает человеческий слух). Необходимо измерять очень малые колебания зеркал в этом диапазоне, поэтому основной проблемой при разработке детектора является снижение всех видов шумов, которые могут маскировать или имитировать полезный сигнал. Шумы имеют различную природу, упомянем лишь некоторые из них. Колебания земной поверхности, вызванные сейсмикой и антропогенными факторами на много порядков больше той величины, которую необходимо измерить, поэтому зеркала подвешиваются на сложном, многоступенчатом фильтре, подавляющем эти колебания. Лучи света распространяются внутри труб, где поддерживается глубокий вакуум. Поскольку свет имеет квантовую природу и состоит из отдельных частиц — фотонов, существует особый вид флуктуаций — фотонный дробовой шум. Можно показать, что, для уменьшения его влияния необходимо увеличивать интенсивность света в интерферометре. Поэтому, в детекторах второго поколения, которые используются сейчас, мощность лазера составляет от 15 до 100 Ватт, а эффективная мощность внутри интерферометра, с учетом накопления в резонаторах и использования так называемой рециркуляции света, достигает одного мегаватта!

Важнейшим фактором, ограничивающим чувствительность, является броуновский шум — результат теплового движения атомов и молекул. Для его снижения были разработаны монолитные кварцевые подвесы зеркал, обладающие большой механической добротностью. В целом, детектор — чрезвычайно сложное устройство, в котором использованы уникальные компоненты, в том числе созданные специально для него в различных лабораториях мира. Достаточно сказать, что покрытие зеркал таково, что из каждого миллиона падающих на них фотонов теряется лишь один, настройку положения зеркал и других оптических элементов обеспечивают более 5000 следящих систем, а для обработки поступающей информации (порядка 1 терабайта в сутки) — тысячепроцессорные кластеры и глобальная распределенная вычислительная сеть.

Профессор И.А. Биленко

Назад