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. Из главы 12 вы узнаете, что 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 пу