Но как они стали такими большими? Ученые не знают, хотя есть предположение, что они возникли при слияниях множества черных дыр звездной массы (то есть порядка десятков или сотен солнечных масс), которые могли произойти в ранней Вселенной. При слияниях они прирастали поглощаемым газом, увеличивая свою массу, что в конечном итоге привело к появлению сверхмассивных черных дыр9.
Считается, что в течение эволюции Вселенной галактики тоже сталкивались и сливались. Наш собственный Млечный Путь, например, находится в процессе сближения с соседней галактикой Андромеда. Через 4,5 миллиарда лет они сольются. Гораздо дальше от Земли, на расстоянии около миллиарда световых лет, астрономы даже обнаружили редкую систему из трех галактик, названную SDSS J0849 + 1114, причем каждая из них имеет свою собственную сверхмассивную черную дыру. Создается впечатление, что эти три галактики готовятся к феерическому столкновению10.
Когда галактики сливаются таким образом, их центральные черные дыры тоже должны слиться и превратиться в еще более сверхмассивного гиганта (особенно если поблизости есть третья черная дыра, которая может подтянуть их ближе друг к другу). Компьютерное моделирование показывает, что по-настоящему массивные черные дыры могли испытать до двадцати слияний за время своей жизни. Черная дыра галактики M87 тоже могла претерпеть несколько слияний, поскольку она в миллиарды раз массивнее Солнца или любой черной дыры звездной массы. В то же время астрономы считают, что сверхмассивная черная дыра постепенно приобретает большую часть своей массы, заглатывая межзвездный газ, который падает на нее, когда в ее родительскую галактику вторгается другая галактика. “Мы не вполне точно знаем, какой из этих двух факторов важнее: аккреция (поглощение) газа или слияние”, – говорит Скотт Рэнсом, астроном из Национальной радиоастрономической обсерватории и Университета Вирджинии.
Пока все это теоретические рассуждения, но считается, что, когда галактики сливаются, спиральное падение и окончательное столкновение их сверхмассивных черных дыр должны провоцировать распространение гравитационных волн во всех направлениях. Мы знаем, что массивные тела в космосе нарушают ткань пространства-времени, создавая воронки. Отдельно расположенная масса сама по себе не приводит к излучению гравитационных волн, но движение двух ускоряющихся масс друг относительно друга может это сделать. Чем больше возмущение, тем сильнее пространство-время реагирует на него, посылая более мощные волны.
Как я писала ранее, Халс и Тейлор привели косвенные свидетельства существования гравитационных волн, когда заметили сужающуюся орбиту у пульсара в открытой ими двойной системе. Затем, в сентябре 2015 года, LIGO уловил гравитационные волны непосредственно от слияния двух черных дыр звездной массы. А Марика Бранчези узнала о гравитационных волнах, возникших при первом наблюдаемом столкновении двух нейтронных звезд, утром 17 августа 2017 года после ночи, проведенной в больнице в Урбино на родах сестры.
Однако гравитационная рябь от гипотетического слияния двух сверхмассивных черных дыр будет распространяться намного дольше и меняться медленнее, а частоты гравитационных волн будут лежать в наногерцевом диапазоне, так что плечи детекторов LIGO и Virgo не смогут их обнаружить ни при каких условиях. Непосредственно перед слиянием черные дыры со звездными массами закручиваются по спирали друг относительно друга, оборачиваясь вокруг общего центра масс много раз за секунду. Гравитационные волны, которые они излучают во время этой стадии спирального падения и столкновения, имеют очень высокую частоту – в диапазоне от 7 кГц (длина волны 43 км) до 30 Гц (длина волны 10 000 км). Наши наземные детекторы измеряют, насколько сжимается каждое их плечо. Для длин волн, превышающих длину плеч, LIGO приходится измерять сжатие плеча намного меньшее, чем длина волны, поэтому детекторы измеряют растяжение плеча, соответствующее двум точкам, расположенным на волне близко друг к другу, то есть по существу измеряется “крутизна” приходящей волны. При увеличении длин волн оказывается, что чем длиннее волны, тем меньше их крутизна и тем меньше чувствительность LIGO к ним.
Однако, когда сверхмассивная черная дыра с массой в миллиард солнечных масс образует двойную систему с другой черной дырой аналогичного размера, они будут годами обращаться по орбите, прежде чем столкнутся друг с другом. При их падении по спирали и столкновении испускаются гравитационные волны длиной в световые годы (сотни триллионов километров) и чрезвычайно низкой частоты – ни LIGO, ни Virgo, ни какой-либо другой наземный детектор не заметят, когда и если такая волна накроет их11.
Основная проблема – шум от Земли, который просто замазывает волны более низких частот. Шум может быть вызван чем угодно, от незначительных землетрясений в любой точке мира до океанских приливов и даже проезжающих мимо грузовиков. “Пара периодов в секунду – это, по сути, предел самых низких частот, которые может видеть LIGO, потому что ниже этого значения все просто забьет земной шум и сейсмическая активность, – говорит Рэнсом. – Они просто подавят все остальное”. Однако в космосе можно оптимизировать систему так, что она останется стабильной на больших временных интервалах.
И тут нам на помощь приходят пульсары. Хотя нейтронные звезды, когда они начинают двигаться по спирали навстречу друг другу, а затем сталкиваются, сами по себе служат источниками гравитационных волн, их также можно использовать в качестве детекторов гравитационных волн галактического размера – по крайней мере, на это можно надеяться. Исследователи оптимистично считают, что в течение следующего десятилетия, используя методику хронометрирования пульсаров, они наконец обнаружат гравитационные волны от слияния двух сверхмассивных черных дыр.
В 1969 и 1970 годах Джо Вебер – инженер-электрик, ставший позже физиком, – объявил миру, что его бочкообразные алюминиевые цилиндры зарегистрировали гравитационные волны. К сожалению, он ошибся.
В тот момент до первых обсуждений идеи о создании LIGO оставалось еще десять лет. Однако уже тогда два астрофизика – советский ученый Михаил Сажин и американский ученый Стивен Детвейлер – размышляли, нельзя ли использовать сам космос, чтобы зарегистрировать рябь на ткани пространства-времени. С разницей в несколько месяцев, в 1978 и 1979 годах, они опубликовали статьи, в которых предполагалось, что хронометрирование импульсов от нейтронных звезд может позволить астрономам наблюдать гравитационные волны. Согласно их теории, для того чтобы идея сработала, нужно представить себе Солнечную систему центром научного прибора (подобным точке пересечения двух плеч LIGO), а какой-нибудь далекий пульсар – концом одного виртуального плеча, протянувшегося через межзвездное пространство. Пульсар излучает регулярные импульсы и в этом смысле является чрезвычайно точными часами. В случае же прохождения гравитационной волны и, следовательно, возмущения локального пространства-времени импульсы от пульсара будут приходить раньше или позже по сравнению с тем, что наблюдали астрономы в отсутствие волн.
Два других теоретика, Рональд Хеллингс и Габриэль Даунс, позже развили эту идею, распространив ее на массив, или группу, пульсаров. Ученые должны были бы регулярно регистрировать в течение нескольких лет точное время прихода импульсов от нескольких пульсаров, разбросанных по небу, чтобы точно знать, сколько раз пульсар прокрутится между наблюдениями. Они должны были бы искать не только любые крошечные изменения во времени прихода импульсов, но и коррелированные (взаимосвязанные) задержки между импульсами, приходящими от нейтронных звезд, находящихся на расстоянии тысяч световых лет друг от друга, которые указывали бы на явные признаки гравитационных волн.
Чисто теоретическая концепция стала более реалистичной идеей в 1982 году, когда Дон Бейкер открыл первый миллисекундный пульсар. В отличие от типичных пульсаров, вроде тех, что обнаружила Джоселин Белл, то есть вращающихся со скоростью примерно один оборот в секунду, миллисекундные пульсары вращаются со скоростью сотни оборотов в секунду. Бейкер понял, что это свойство миллисекундных пульсаров позволит измерять их частоту гораздо точнее, вплоть до нескольких десятых наносекунды, и эта точность прихода импульсов могла бы сделать их в будущем гораздо более подходящим инструментом для обнаружения гравитационных волн.
Так что же такое хронометрирование массива пульсаров?
Мы впервые вкратце обсудили хронометрирование пульсаров в подразделе “Чуть глубже” главы 2. Предположим, у нас есть группа из пятидесяти различных пульсаров, находившихся более десяти лет под пристальным наблюдением астрономов, и за этот десятилетний период, за который произошло очень большое количество полных оборотов, приход каждого импульса был измерен с точностью не меньше одной тысячной оборота. Например, если пульсар вращается со скоростью пятьсот оборотов в секунду, за десять лет он совершит около 160 миллиардов оборотов. Именно из-за такого огромного количества очень точных измерений эта методика имеет такую невероятную точность и надежность. И если внезапно импульсы от каких-то пульсаров приходят раньше, затем позже, а потом снова раньше по сравнению с их ожидаемым временем прихода, самая вероятная причина сбоя в том, что детектор что-то встряхнуло. Но если невозможно объяснить эти вариации времени прихода каким-либо событием, произошедшим по соседству с детектором (например, землетрясением или громыхающим грузовиком), то это может быть рябь от гравитационной волны, накрывшей Землю. И если бы эти сдвиги сначала в сторону опережения, а потом запаздывания наблюдались на последовательностях импульсов от всех пульсаров, причем еще и подчинялись бы определенному графику, рассчитанному Хеллингсом и Даунсом, это стало бы визитной карточкой гравитационных волн, сжимающих и растягивающих пространство между Землей и пульсарами вдоль пути следования импульсов.