14
Быстрая реакция

Обсерватория Роке-де-лос-Мучачос на острове Ла-Пальма Канарского архипелага – одно из самых очаровательных мест, в которых я побывал. Ла-Пальма – это гора-вулкан, вздымающаяся на 2423 м над водами Атлантического океана в области марокканского побережья. Обсерватория примостилась на северном склоне огромной кальдеры. От портового города Санта-Крус-де-ла-Пальма опасный серпантин с десятками крутых виражей ведет к усеянной камнями вершине, где нередко оказываешься выше облаков. Кажется, что стоишь на вершине мира прямо под звездами.

Поздно вечером в пятницу 28 февраля 1997 г. один из куполов обсерватории неожиданно пришел в движение. Телескоп Уильяма Гершеля диаметром 4,2 м должен был наблюдать за частью неба в созвездии Змеи, но стал смещаться дальше на запад, нацеливаясь на область очень низко над горизонтом. Штатный астроном Джон Телтинг сделал несколько снимков маленькой зоны в северо-западной части созвездия Орион. Той же ночью цифровые изображения были отправлены по интернету в Амстердамский университет. Вскоре студенты-дипломники Пауль Гроот и Титус Галама совершили прорыв в перспективной сфере астрономии – в изучении гамма-всплесков.

Эта книга посвящена гравитационным волнам, а не гамма-всплескам, но, как вы скоро узнаете из этой главы, две темы очень тесно связаны. Эта история важна еще и тем, что показывает, зачем астрономам быстрые дополняющие наблюдения краткосрочных феноменов. Итак, я очень коротко расскажу о гамма-всплесках.

В конце 1960-х гг. в данных американских разведывательных спутников Vela были обнаружены необъяснимые выбросы высокоэнергетического рентгеновского излучения. Только через 10 лет астрономы убедились в космическом происхождении этих коротких вспышек. Прошло еще около десятилетия, и в апреле 1991 г. НАСА вывело на орбиту гамма-обсерваторию Комптон. Одной из ее задач было собрать как можно больше данных о загадочных космических импульсах и узнать, что они из себя представляют. (Космическое высокоэнергетическое рентгеновское излучение невозможно наблюдать на Земле, поскольку, к счастью, эта смертельная радиация поглощается атмосферой нашей планеты.)

Раскрыть тайну гамма-всплесков оказалось гораздо труднее, чем предполагалось. Как и следовало ожидать, детектор обсерватории Комптон «Инструмент для исследования вспышечных и транзиентных событий» (Burst and Transient Source Experiment, BATSE) за несколько лет зарегистрировал много сотен всплесков, но определить их положение в небе с высокой точностью, не говоря уже о дистанции до них, оказалось невозможно. Кроме того, короткие вспышки – некоторые продолжительностью в малую долю секунды – происходили где угодно, без какой-либо системы. По их распределению нельзя было судить, что это – относительно слабые источники недалеко от нас (столкновения астероидов или взрывы на поверхности ближних звезд) или исключительно мощные события в далеких галактиках.

Все изменилось с запуском итало-голландского спутника BeppoSAX в апреле 1996 г. Кроме измерителя гамма-излучения, маленький спутник был оборудован рентгеновскими телескопами. Замысел ученых состоял в следующем: любой взрыв в космосе сопровождается чрезвычайно кратким выбросом высокоэнергетического гамма-излучения, но рентгеновские лучи более низких энергий, возможно, излучаются дольше. Более того, рентгеновский телескоп может гораздо точнее нацелиться на точку в небе, где происходит всплеск. Если информацию о нем достаточно быстро передать астрономам на Земле, то, вероятно, удастся найти его «послесвечение» в радиодиапазоне или даже оптическое проявление.

Поэтому, узнав, что BeppoSAX зарегистрировал всплеск, Пауль Гроот и Титус Галама должны были действовать максимально быстро. Официально они не имели права использовать информацию ни для чего, кроме радионаблюдений. Более того, британско-голландский телескоп Уильяма Гершеля, оптический инструмент, той ночью должен был выполнять другие наблюдения. Гроот и Галама не смогли связаться со своим научным руководителем Яном ван Парадейсом, и Гроот в конце концов решил нарушить правила. Он позвонил Джону Телтингу на Ла-Пальму и попросил сфотографировать область в северо-западной части Ориона, указанную BeppoSAX.

Вскоре оптическое проявление было обнаружено. Стало очевидно, что гамма-всплеск произошел в очень далекой галактике, в миллиардах световых лет. Это означало, что выделенная энергия взрыва колоссальна – гамма-всплески являются одними из самых высокоэнергетических событий, наблюдаемых во Вселенной. Следствием революционного открытия стало появление нового научного направления – астрофизики высоких энергий. Особое значение в нем приобрело безотлагательное дополняющее наблюдение эпизодических и краткосрочных космических феноменов.

Быстрый отклик уже стал в астрономии обыденностью, и во многих случаях он полностью автоматизирован. Через считаные минуты после того, как гамма- или рентгеновский спутник наблюдает интересное явление, похожее на всплеск, маленькие наземные роботы-телескопы начинают фотографировать подозрительную область неба в поисках видимого проявления. Более крупные телескопы обычно не способны отреагировать настолько оперативно, но и они иногда прерывают текущие программы наблюдения, чтобы помочь найти «виновника».

Сигналы гравитационных волн не исключение. 17 сентября 2015 г. VST – Обзорный телескоп комплекса европейского «Очень большого телескопа» на Сьерро-Паранал в северной части Чили – начал обшаривать южное небо в поисках оптического проявления гравитационно-волнового сигнала, зарегистрированного LIGO тремя днями ранее. Как описывалось в главе 11, автоматическая система оповещения еще не действовала, но пресс-секретари LIGO и Virgo Габриэла Гонсалес и Фульвио Риччи сообщили астрономам, куда смотреть, подобно тому как Пауль Гроот и Титус Галама указали своему коллеге на Ла-Пальме, где искать возможное оптическое проявление гамма-всплеска.

Наряду с островом Ла-Пальма из группы Канарских островов север Чили – одно из лучших мест в мире для оптической астрономии. Сьерро-Паранал – это отдаленная бесплодная гора в составе чилийской Береговой Кордильеры примерно в 130 км к югу от портового города Антофагаста. Когда я впервые побывал в этой обсерватории в 1998 г., добраться туда можно было только по разбитой гравийной дороге, протянувшейся на 80 км через потусторонний марсианский ландшафт. С тех пор дорогу замостили камнем, но пейзаж остался прежним. Там снимались финальные сцены фильма 2008 г. о Джеймсе Бонде «Квант милосердия».

В Паранале находится одна из самых продуктивных наземных оптических обсерваторий в мире – «Очень большой телескоп» (Very Large Telescope, VLT). Построенный Европейской южной обсерваторией в 1990-е гг., он состоит из четырех одинаковых 8,2-метровых телескопов. Все они оснащены большим количеством чувствительных камер и спектрографов. Рядом с четырьмя гигантами установлен 2,6-метровый телескоп, обслуживающий программу наблюдения VLT. Этот Обзорный телескоп VLT, завершенный в 2011 г., имеет намного большее поле зрения. Его огромная (268 Мп) камера за несколько минут находит очень бледные звезды в больших полосах обзора. Это прекрасный инструмент для поиска возможного оптического проявления GW150914.

К сожалению, поиск оказался безрезультатным, как и попытки других обсерваторий по всему миру. Может быть, смотреть действительно было не на что. В конце концов, какого оптического сигнала можно ждать от столкновения двух ЧД? В то же время неудача может объясняться совершенно иной причиной. Никто точно не знал, с какой стороны пришли волны Эйнштейна. Иными словами, зона поиска охватывала слишком большую часть неба. Тем не менее все считают дополняющие наблюдения очень важными для обнаружения электромагнитных проявлений в оптическом, инфракрасном, ультрафиолетовом, миллиметровом, рентгеновском, гамма- или радиодиапазонах. Любое электромагнитное излучение, вызванное событием-прародителем гравитационных волн, может принести ценную дополнительную информацию.

Почему необходим поиск электромагнитного проявления? Поясню на аналогии. Представьте, что вы врач-отоларинголог и пришли на футбольный стадион. Во время затишья в матче вы слышите, как кто-то чихает. Звук очень необычный, и поскольку вы настоящий профессионал, то хотите во всем разобраться. Вы уловили, что чихали где-то справа от вас, но определить, кто именно, только по слуху невозможно. Исходя из громкости звука, можно сделать лишь самый общий вывод о расстоянии, на котором находился его источник. У вас нет шанса обнаружить чихавшего – это мог быть кто угодно.

Однако, если вы очень быстро, едва раздастся чихание, повернете голову, то, вероятно, заметите, что один зритель не успел выпрямиться и, прикрывая лицо, нашаривает носовой платок. Вы обнаружили чихавшего и теперь точно знаете, на каком расстоянии раздался звук, следовательно, можете оценить его реальную силу. Можно также исследовать этого человека с расчетом больше узнать о странном симптоме.

Здесь важны два обстоятельства. Первое: если вы наблюдаете какое-то явление неким определенным образом, всегда полезно пронаблюдать за ним еще и совершенно иным способом. Когда вы слышите что-то, то хотите еще и увидеть это. Если вы поймали гамма-излучение взрыва в космосе, то захотите воспользоваться радиотелескопами или оптическими инструментами. Если ваши инструменты зарегистрируют слабые возмущения пространственно-временного континуума, попытаетесь найти и электромагнитные проявления. Второе: если наблюдаемый феномен является краткосрочным, необходимо действовать быстро.

Много столетий астрономия была наукой неторопливых. Планеты медленно меняли местоположение на небе, созвездия всегда выглядели одинаково, падающая звезда или редкая комета вызывали некоторое оживление, но в общем астрономам незачем было спешить. То, что они имели возможность изучать сегодня, прекрасно можно было исследовать и на следующий день или в следующем году.

Эти времена прошли. За минувшие десятилетия мы раздвинули свой горизонт до миллиардов световых лет, расширили границы восприятия, включив в него все составляющие электромагнитного спектра, невероятно повысили точность наблюдений. В результате мы узнали, что кажущаяся неизменность неба обманчива. Эпизодические явления – норма. Фактически единственное, что никогда не меняется, – это всеобщая изменчивость.

Звезды пульсируют и меняют яркость. Красные гиганты гибнут во взрыве сверхновой. Звезды-карлики выбрасывают мощные вспышки. Если на поверхность белого карлика падает слишком много материи другой звезды двойной системы, гарантирован мощнейший термоядерный взрыв (новая звезда). Астероиды разбивают друг друга вдребезги. Кометы врезаются в планеты. Быстро вращающиеся вокруг своей оси нейтронные звезды излучают импульсы в радио- или рентгеновском диапазоне. Черные дыры испускают в космос джеты из частиц и излучения. Квазары мигают. Нейтронные звезды сталкиваются и сливаются. Наше слово «космос» происходит от греческого «порядок», но Вселенная находится в постоянном движении и хаосе. Многие эпизодические события все еще не имеют объяснений из-за недостатка данных.

Кстати, не всегда в этом виноват космос. Яркая вспышка в небе, напоминающая взрыв звезды, может оказаться солнечным бликом, отразившимся от антенны спутника связи. Некоторые всплески гамма-излучения, зарегистрированные космическим телескопом НАСА «Ферми», родились не в далеких галактиках, а на Земле во время грозы. Недавно ученых австралийской обсерватории Паркс ввела в заблуждение их собственная микроволновка. Тарелка зарегистрировала таинственные радиосигналы продолжительностью около четверти секунды. Астрономы назвали их перитонами в честь фантастического животного. Оказалось, однако, что перитоны возникают, если дверцу микроволновки открывают раньше времени. Нет очередной космической тайны, есть нетерпеливые астрономы и техники, которым кажется, что обед уже разогрелся. (Это еще одно напоминание о важности абсолютной радиотишины в радиообсерватории.)

Разумеется, настоящие транзиентные события в космосе представляют гораздо больше интереса для астрономов. Некоторые до сих пор остаются необъясненными – например, быстрые радиовсплески (Fast Radio Bursts, FRB). Как и перитоны, это радиоимпульсы продолжительностью не более малой доли секунды, также впервые обнаруженные 64-метровым радиотелескопом обсерватории Паркс. Они действительно приходят из космоса и почти наверняка возникли в далеких галактиках, как и гамма-всплески, но их природа до сих пор неясна. Пока никому не удалось достаточно быстро среагировать на регистрацию нового FRB, чтобы пронаблюдать его в других волновых диапазонах. Как я уже говорил, скорость решает все.

Сегодняшнюю ситуацию с быстрыми радиовсплесками можно сравнить с началом изучения гамма-всплесков. Чаще всего расстояние до них невозможно определить с такой точностью, чтобы судить о реальном выходе энергии. Поскольку наблюдения электромагнитных проявлений в других частотах невозможны, очень сложно воспользоваться методом дополняющих наблюдений. Неудивительно, что голландский астроном, участвовавший в разработке шкалы расстояний для гамма-всплесков, мечтает раскрыть и тайну FRB. С 2006 г. до начала 2017-го Пауль Гроот возглавлял кафедру астрофизики Университета Радбаунд в Неймегене. Как и его коллеги из Южной Африки и Великобритании, он надеется, что совместный проект MeerLICHT станет прорывным.

MeerLICHT фактически сводит к нулю время отклика при поиске электромагнитных проявлений. MeerLICHT – это относительно небольшой, 65-сантиметровый, автоматический телескоп, установленный в южноафриканской обсерватории Сазерленд. Он запрограммирован всегда смотреть точно в том же направлении, что и MeerKAT – одна из южноафриканских обсерваторий-целеуказателей в составе SKA примерно в 250 км дальше на севере. Если радиотелескопу удастся наблюдать радиовсплеск (или другой транзиентный источник) с достаточно ярким оптическим проявлением, чтобы быть видимым, робот-телескоп автоматически сделает снимок. Когда важна скорость, самое лучшее – действовать одновременно.

Казалось бы, это многообещающая стратегия обнаружения оптических проявлений гравитационных волн. Однако трудно добиться, чтобы оптический телескоп всегда смотрел в одном направлении с такими детекторами волн Эйнштейна, как LIGO и Virgo. Дело в том, что LIGO и Virgo имеют неизбирательную чувствительность – они зарегистрируют достаточно сильные гравитационные волны независимо от того, с какой стороны они пришли на Землю. И разумеется, чувствительные оптические телескопы не могут постоянно осматривать все небо. Поле зрения телескопа обычно намного меньше видимого размера полной Луны, поэтому астрономам приходится мириться с невозможностью одновременно смотреть во все стороны.

Очевидное решение – система оповещения, разработанная для LIGO и Virgo. Как только зарегистрирована вероятная гравитационная волна, астрономам сообщают, в каком направлении искать ее источник, чтобы они могли задействовать телескопы и космические обсерватории. В принципе, все это можно автоматизировать. Потоки данных лазерного интерферометра постоянно проверяются алгоритмами регистрации. Если сигнал настолько сильный, что требует дальнейшего анализа, – как в случае GW150914 и GW151226, – примерное местоположение его источника в небе можно вычислить. Результаты рассылаются по интернету всем наблюдателям, заключившим официальное соглашение с коллаборацией LIGO – Virgo. Если они используют робот-телескоп, то первые изображения возможного электромагнитного проявления можно получить в течение нескольких минут после регистрации волны Эйнштейна.

Астрономы много размышляли о том, какими именно электромагнитными проявлениями может сопровождаться гравитационная волна и сколько времени они могут быть видимыми. Чтобы ответить на этот вопрос, сначала нужно узнать, какие космические события порождают наблюдаемые гравитационные волны.

Существующие лазерные интерферометры восприимчивы к гравитационным волнам частотой примерно от 10 до 1000 Гц. Такие волны излучаются главным образом при столкновениях и слияниях нейтронных звезд и ЧД. Эти события «видимы» для LIGO и Virgo на больших расстояниях. Со временем, когда усовершенствованные детекторы достигнут полной проектной чувствительности, они смогут наблюдать слияния нейтронных звезд на расстоянии до нескольких сотен миллионов световых лет. В случае столкновения нейтронной звезды и ЧД это расстояние намного превышает миллиард световых лет, поскольку ЧД более массивна. Слияние двух достаточно массивных ЧД можно наблюдать с дистанции до нескольких миллиардов световых лет.

Что можно надеяться увидеть в оптический телескоп или наблюдать в инфракрасном, рентгеновском и радиодиапазоне? Это зависит от обстоятельств. При «чистом» слиянии ЧД не будет никакого электромагнитного излучения. Это событие – «шторм в ткани пространства-времени», говоря словами Кипа Торна. Нет никакого вещества: атомов, молекул – ничего, что могло бы испускать какое бы то ни было излучение. Слияние ЧД может сообщить о себе Вселенной только в форме гравитационных волн.

Поэтому охотники за электромагнитными проявлениями были немного разочарованы тем, что источником GW150914 стали две соединившиеся ЧД. В области столкновения этих космических объектов могло присутствовать некоторое количество материи в форме межзвездного газа и пыли, но немного, с учетом колоссального притяжения двух ЧД. В отсутствие материи, которая могла бы нагреться или стать средой для ударных волн, событие едва ли сопровождалось доступным для регистрации электромагнитным излучением (но астрономы все равно искали электромагнитные проявления).

Слияние нейтронных звезд или столкновение нейтронной звезды и ЧД – другое дело. Нейтронная звезда содержит обыкновенные ядерные частицы в количестве, по меньшей мере 1,4 массы Солнца. Результатом столкновения двух нейтронных звезд, скорее всего, станет ЧД, если же нейтронная звезда врежется в ЧД, то бóльшая часть ее массы просто исчезнет. Но в обоих случаях значительное количество материи может быть нагрето до экстремально высоких температур и выброшено в пространство со скоростью, составляющей существенную часть скорости света. Когда эта взрывная волна войдет в окружающее межзвездное вещество, каким бы оно ни было разреженным, мощные ударные волны создадут электромагнитное излучение в широком диапазоне частот. Считается, что столкновения с участием хотя бы одной нейтронной звезды сопровождаются впечатляющим космическим фейерверком.

Этим и обусловлена связь гравитационных волн и гамма-всплесков. Еще в начале 1990-х гг. некоторые астрофизики утверждали, что гамма-всплески могут вызываться слияниями нейтронных звезд в далеких галактиках. Это было задолго до составления шкалы расстояний для событий взрывного характера. Сегодня почти никто не сомневается, что слияния нейтронных звезд являются прародителями по крайней мере значительной части наблюдаемых гамма-всплесков.

Гамма-всплески можно разделить на две группы, представляющие разные категории космических феноменов. Короткие гамма-всплески длятся долю секунды, длинные – от нескольких секунд до двух минут. Длинные всплески – это, вероятно, невероятно мощные взрывы сверхновых, иначе называемые сверхъяркими сверхновыми. Они могут возникать, когда короткая жизнь очень массивных быстро вращающихся звезд оканчивается катастрофическим коллапсом и превращением в ЧД. Для объяснения коротких всплесков были предложены разные сценарии, среди которых с большим отрывом лидирует модель слияния с участием нейтронной звезды.

Сосредоточимся на коротких гамма-всплесках. При некоторых из них было зарегистрировано слабое рентгеновское и оптическое послесвечение. Оно длится намного дольше самого всплеска гамма-излучения – целый день и более. Казалось бы, это означает, что мы точно знаем, какие электромагнитные проявления гравитационных волн нужно искать. Ведь речь, возможно, идет об одном и том же физическом явлении – слиянии нейтронных звезд. Если выброс гравитационных волн тоже порождается слиянием с участием нейтронной звезды, разве не должна практически одновременно с ним происходить вспышка высокоэнергетического гамма-излучения, иногда сопровождающаяся слабым послесвечением?

К сожалению, все не так просто, поскольку гамма-всплески являются чрезвычайно «сфокусированными». Огромная мгновенная энергия практически целиком излучается в двух противоположных направлениях. В случае сверхъярких сверхновых (длинные всплески) импульсы излучаются по оси вращения коллапсирующей звезды. При столкновениях нейтронных звезд (короткие всплески) излучение может быть направлено перпендикулярно орбитальной плоскости сливающихся звезд. Очевидно, в этом направлении из системы выбрасывается большая часть материи с невообразимыми скоростями, очень близкими к скорости света.

Если ситуация такова, что линия нашего взгляда направлена навстречу одному из этих двух пучков (или джетов), то мы наблюдаем колоссальный взрыв в форме гамма-всплеска. Если же мы смотрим на них со стороны, то вообще не видим гамма-всплеска и почти не видим послесвечения. Иными словами, многие слияния с участием нейтронных звезд не наблюдаются в форме гамма-всплесков, и в действительности во Вселенной гораздо больше таких слияний, чем коротких гамма-всплесков, регистрируемых астрономами.

Напротив, гравитационные волны излучаются во всех направлениях (хотя необязательно с одинаковой силой). Даже если слияние нейтронной звезды не наблюдается в виде короткого гамма-всплеска из-за ее ориентации в пространстве, оно тем не менее может быть наблюдаемым в качестве источника волн Эйнштейна. Есть одна проблема: эти волны слабы и их сложно зарегистрировать. Поэтому остается надеяться на регистрацию волн, вызванных слиянием нейтронных звезд в пределах порядка нескольких сотен миллионов световых лет.

Таким образом, между источником гравитационных волн и коротких гамма-всплесков может быть связь, но она сложна. Она чем-то напоминает связь между нейтронными звездами и пульсарами. Как мы узнали из главы 6, быстро вращающиеся вокруг своей оси, сильно намагниченные нейтронные звезды создают узконаправленные пучки радиоволн вращающегося «маяка». При благоприятной ориентации мы можем зарегистрировать эти нейтронные звезды как пульсары, даже если до них десятки тысяч световых лет. Реальное число нейтронных звезд, конечно, намного превышает количество наблюдаемых нами пульсаров. Но изотропное излучение нейтронных звезд – излучение во всех направлениях – очень слабо. Поэтому нейтронную звезду, не наблюдаемую в качестве пульсара, можно увидеть, только если она близко – в нескольких сотнях световых лет.

Итак, LIGO и Virgo смогут зарегистрировать гравитационные волны пары сливающихся нейтронных звезд, только если катастрофа происходит не далее нескольких сотен миллионов световых лет. Если при столкновении излучаются очень узконаправленные волны, возможны два варианта: или один из пучков направлен на нас (вероятность чего мала), или оба проходят мимо Земли (что гораздо более вероятно). В первом случае мы рассчитываем увидеть невероятно яркий короткий гамма-всплеск и выраженное послесвечение на многих длинах волны. Подобное событие, безусловно, будет зарегистрировано орбитальными гамма-обсерваториями. Во втором случае важно знать, какое именно изотропное излучение должно испускаться при этом событии.

Теоретики считают, что могут ответить на этот вопрос. Сразу после столкновения звезд материя, выброшенная в пространство, является чрезвычайно горячей. Более того, она не имеет той немыслимой плотности, как в бытность нейтронной звездой. Внезапно возникают условия для возобновления ядерных реакций, что и происходит. Разрушающиеся скопления плотно упакованных нейтронов разлетаются во все стороны. Отдельные нейтроны распадаются с образованием протонов – положительно заряженных частиц. Протоны и нейтроны образуют массивные фрагменты радиоактивной материи, в которой мгновенно начинается распад на более мелкие и стабильные атомные ядра. Радиоактивные элементы быстро расходуются, испуская мощное излучение, главным образом в красном и инфракрасном диапазонах. Остается расширяющееся, медленно остывающее облако атомов тяжелых элементов, в том числе драгоценных металлов – золота и платины.

По расчетам Эдо Бергера из Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики в Кембридже (Массачусетс), при столкновении двух нейтронных звезд может образоваться чистое золото общей массой не менее десяти масс Луны. Практически весь имеющийся в космосе запас этого драгоценного металла – включая золото в вашем обручальном кольце, браслете или часах – образовался, вероятно, при столкновениях нейтронных звезд.

По оценкам, в ядерном котле после столкновения выделяется меньше энергии, чем при обычном взрыве сверхновой. Но ее примерно в тысячу раз больше, чем при вспышке нормальной новой звезды (термоядерного взрыва на поверхности белого карлика). Поэтому это событие часто называют килоновой звездой. По очевидным причинам другое популярное название – «блестящая новая» (bling nova).

Летом 2013 г. Ниал Танвир и его коллеги из Лейчестерского университета в Великобритании впервые наблюдали предсказанное моделью излучение килоновой вследствие короткого гамма-всплеска. Всплеск был зарегистрирован 3 июня в галактике, удаленной почти на 4 млрд св. лет. С помощью космического телескопа «Хаббл» команда Танвира наблюдала угасание свечения шара 12 июня. Это открытие принято считать надежным свидетельством того, что короткие гамма-всплески являются результатом слияния нейтронных звезд. Поскольку излучение килоновой распространяется во всех направлениях, это электромагнитное проявление можно ожидать при слиянии с участием нейтронной звезды, не наблюдаемом в форме гамма-всплеска.

Итак, мы знаем, какой отголосок события искать при регистрации гравитационной волны. Если возмущения пространственно-временного континуума вызваны слиянием ЧД, скорее всего, не будет вообще никаких электромагнитных последствий. Если же хотя бы одним из сливающихся объектов является нейтронная звезда, можно рассчитывать на короткую высокоэнергетическую вспышку голубого света в самом начале с последующим медленно затухающим свечением в красном и инфракрасном диапазонах. На поздней стадии расширяющаяся материя может также излучать радиоволны. Разумеется, это не более чем современное теоретическое представление. Вселенная, возможно, приготовила для нас еще много сюрпризов.

Важная дополнительная информация, которую принесет открытие электромагнитных последствий, – это расстояние до источника гравитационных волн. На сегодняшний день существует большая неопределенность в оценке этих дистанций для обеих регистраций, GW150914 и GW151226. Она целиком основывается на наблюдаемой амплитуде волн и на теоретических моделях. Если же обнаружится электромагнитное последствие в далекой галактике, легко будет определить расстояние до нее. Все, что потребуется, – измерить красное смещение, как объяснялось в главе 9. Зная расстояние, мы сумеем вычислить энергетику столкновения, в том числе энергетику гравитационных волн. Это позволит протестировать и усовершенствовать существующие модели.

В общем, поиск электромагнитных последствий и дополняющие наблюдения представляются обоснованными. Представители многих направлений астрономических исследований проявляют большую заинтересованность. Десятки команд, заключивших соглашение о сотрудничестве с LIGO и Virgo, будут получать уведомление сразу же после регистрации следующего сигнала гравитационной волны. В совокупности эти исследования охватывают весь спектр электромагнитного излучения – от самых длинных радиоволн до самого короткого гамма-излучения. Используются разнообразные инструменты (от маленьких автоматизированных камер до самых больших оптических и радиотелескопов), а также искусственные спутники Земли. Едва зеркала интерферометров придут в движение, к наблюдениям подключится весь мир.

Теперь вы знаете, почему важны срочные дополняющие наблюдения сигналов гравитационных волн и какого рода электромагнитными проявлениями последние могут сопровождаться. Серьезная проблема – область поиска слишком велика. Во всяком случае так было при первом научном запуске Advanced LIGO. Рассчитать направление, с которого пришла гравитационная волна, можно единственным способом – точно измеряя время ее прибытия несколькими детекторами. Если у вас всего два детектора, найти ответ обычно невозможно.

Между двумя детекторами LIGO (в Ливингстоне и в Хэнфорде) около 3000 км. Мысленно проведите через две обсерватории прямую линию и продлите ее в пространство в обоих направлениях. Допустим, космическое столкновение, при котором были излучены гравитационные волны, произошло точно на этой линии. Тогда волнам потребуется 0,01 с на путь от первого детектора до второго (напомню, что гравитационные волны распространяются со скоростью света – 300 000 км/с). Таким образом, если Хэнфорд видит сигнал на 0,01 с раньше Ливингстона, вы знаете, что событие произошло на соединяющей их линии со стороны Хэнфорда. Если же регистрация в Хэнфорде запаздывает на 0,01 с, значит, волны пришли с противоположной стороны.

Разумеется, вероятность идеального совпадения минимальна. В большинстве случаев временной интервал будет меньше 0,01 с, поскольку волны придут под определенным углом к линии, соединяющей две обсерватории. (Если их направление окажется перпендикулярным соединительной линии, разницы во времени вообще не будет – два детектора зарегистрируют сигнал одновременно.) Тогда вы не будете знать, с какой стороны пришли волны. Единственное, что вам останется, – очертить в небе окружность и сказать, что столкновение произошло где-то внутри нее. Чем меньше временной разрыв, тем больше окружность.

Некоторые характеристики зарегистрированного сигнала укажут область круга, являющуюся наиболее вероятным местоположением его источника. Тем не менее поиск приходится вести в гигантском, в форме банана, сегменте неба. Чтобы быстро обнаружить электромагнитные последствия события, необходимо сразу же охватить поиском огромную часть небесной сферы. В такой обширной области, скорее всего, содержится много десятков подозрительных объектов – пятнышек света, которые отсутствовали месяц назад и через несколько дней снова угаснут. Каждый нужно проверить и убедиться, что это не новый тип транзиентного события наподобие далекой сверхновой, звездной вспышки и т. д. Вероятнее всего, вы так и не сможете с уверенностью утверждать, что обнаружили источник наблюдаемых волн Эйнштейна.

Разумеется, с официальным открытием 20 февраля 2017 г. Advanced Virgo ситуация значительно улучшилась. Если три детектора наблюдают один и тот же сигнал гравитационной волны, то складываются три пары: Ливингстон – Хэнфорд, Ливингстон – Virgo и Хэнфорд – Virgo. Три пары детекторов – это три разных способа проведения одного и того же анализа, в результате чего вы выделяете в небе три круга (или сегмента в форме банана). Они будут пересекаться в одной относительно небольшой области, в которой и нужно искать электромагнитные проявления. Не удивлюсь, если окажется, что первые проявления волны Эйнштейна уже были обнаружены и изучались на тот момент, когда эта книга поступила в продажу, хотя во время ее написания Advanced Virgo еще решала проблемы с тягами из аморфного кварца в системе подвеса зеркал. (Advanced LIGO 30 ноября 2016 г. начала второй научный пуск, и на апрель 2017 г. было зарегистрировано шесть событий-кандидатов.)

Через несколько лет в Японии будет введен в действие четвертый лазерный интерферометр. В дальнейшем в Индии появится пятая обсерватория (подробнее об этом – в главе 16). Как вы понимаете, чем больше детекторов, тем точнее локализация события. Добавление сразу трех гарантирует скорое превращение дополняющих исследований источников гравитационных волн в зрелое и продуктивное направление астрофизики.

Инструменты поиска электромагнитных проявлений не должны ограничиваться наземными оптическими и радиотелескопами. Весьма вероятно, что первого успеха достигнет космическая обсерватория. Самое высокоэнергетическое электромагнитное излучение – гамма и рентгеновское – в принципе невозможно наблюдать с Земли. Несколько групп специалистов по гамма- и рентгеновской астрономии также заключили соглашение с коллаборацией LIGO – Virgo. Они готовы направить космические телескопы в любом направлении, которое укажут лазерные интерферометры.

Например, спутник НАСА Swift, запущенный в ноябре 2004 г., уже некоторое время участвует в поиске. Swift предназначен для регистрации и изучения гамма-всплесков. Он оборудован детектором гамма-излучения, рентгеновским телескопом и телескопом ультрафиолетового/оптического диапазонов. Самостоятельно он может регистрировать гамма-всплески, определять их положение в небе и искать оптические проявления. Главный исследователь проекта Нил Герелс из Центра управления космическими полетами им. Годдарда в Гринбелте (Мэриленд) рассказал, что эта успешная миссия может также заниматься быстрым поиском рентгеновских, ультрафиолетовых или оптических проявлений источников гравитационных волн. В прошлом Swift выполнял дополняющие наблюдения для ряда инициирующих событий LIGO/Virgo и даже посвятил несколько дней событию Большого Пса – печально знаменитому слепому внедрению в сентябре 2010 г., описанному в главе 11.

Герелс не сомневался, что решающую роль мог бы сыграть еще один инструмент НАСА, космический гамма-телескоп Fermi, запущенный в июне 2008 г. Его детекторы гамма-излучения с широким углом обзора охватывают почти полнеба. Если сигнал гравитационной волны сопровождается выбросом высокоэнергетического гамма-излучения, существует примерно 50 %-ная вероятность, что Fermi его заметит. Тогда Swift может провести последующее за регистрацией Fermi исследование, чтобы точнее определить местоположение события. В считаные минуты наземные оптические телескопы начнут поиск в намного меньшей области пространства, чем могли бы указать им только LIGO и Virgo. (Очень жаль, что Нил Герелс уже не увидит результатов – он скончался в начале 2017 г. в возрасте 64 лет.)

На что способны наземные инструменты? Некоторые большие телескопы оборудованы широкоугольными камерами для многократного картирования неба. Вы уже познакомились с телескопом в Паранале, имеющим камеру 268 Мп. Есть еще камера «Темная энергия» разрешением 520 Мп на четырехметровом телескопе им. Виктора Бланко в межамериканской обсерватории Сьерро-Тололо в Чили, а также две камеры Pan-STARRS с матрицами в 1,4 гигапикселя, установленные на 1,8-метровые телескопы обсерватории Халеакала на гавайском острове Мауи. Однако эти большие инструменты разрабатывались не для моментальных дополняющих исследований транзиентных объектов. Менее крупные приборы для этого гораздо удобнее. Один из таких небольших инструментов работает на знаменитой площадке в Южной Калифорнии – в Паломарской обсерватории.

На горе Паломар к северо-востоку от Сан-Диего легко проглядеть относительно небольшой телескоп Самуэля Ошина. Туристы, заехав на гору, дивятся на огромный купол 5,1-метрового телескопа Хейла, с галереи для посетителей бросают взгляд на гигантский рефлектор, покупают сувенир в магазинчике и возвращаются к своим машинам. Это закономерно, поскольку телескоп Хейла (названный в честь астрофизика Джорджа Эллери Хейла) – действительно потрясающий инструмент. Он был введен в эксплуатацию в 1948 г. и оставался самым большим в мире телескопом более 25 лет. В начале 1970-х гг., когда я, подросток, делал первые шаги в качестве астронома-любителя, телескоп Хейла был тем же, чем для более молодого поколения стал космический телескоп «Хаббл». Когда рассматриваешь этот великолепный инструмент, чувствуешь благоговейный трепет.

От большого купола до намного меньшего телескопа Самуэля Ошина – короткая поездка на машине. Диаметр его главного зеркала всего 1,2 м. Называемый также «Паломарский Шмидт» (за оптическую конструкцию), он имеет громадное поле зрения, более чем в 12 раз превышающее поперечник полной Луны. В 1950-х гг. телескоп использовался в знаменитом исследовании звездного неба Паломарской обсерватории – составлении громадного атласа фотографий неба Северного полушария.

Сегодня такие астрономы Паломарской обсерватории, как Эдвин Хаббл (в честь которого был назван космический телескоп) не узнали бы инструмент. Наверху телескопа установлен гигантский, размером в теннисный стол, затвор. Трубу телескопа вскрыли, чтобы разместить большую ПЗС-камеру, охлаждаемую до сверхнизких температур, и дополнительное оптическое оборудование. Повсюду кабели и электроника. Более того, инструмент стал полностью автоматическим – никто не дежурит ночами, пока телескоп обследует небо. Познакомьтесь с проектом Zwicky Transient Facility, ZTF – одним из самых быстрых построителей карты звездного неба в мире!

По словам научного сотрудника программы Эрика Беллма из Калифорнийского технологического университета в Пасадене, этот инструмент может делать снимки с 30-секундной выдержкой примерно каждые полторы минуты. Благодаря чувствительной электронике на каждом снимке отображается практически столько же звезд, сколько на стеклянных фотопластинах 1950-х гг., требовавших почти часовой выдержки. В принципе, ZTF мог бы сфотографировать все видимое небо за одну-единственную ночь, создав фантастический поток данных порядка 100 Мбит/с.

Название ZTF дано в честь астронома из Калтеха Фрица Цвикки, осуществившего одно из первых обзорных исследований в астрономии в поисках взрывов сверхновых в других галактиках. ZTF также занят поиском далеких сверхновых и других краткосрочных феноменов. Инструмент может реагировать и на уведомления о регистрации гравитационных волн. В течение минуты после получения уведомления телескоп и его купол будут сориентированы в нужную сторону и начнут охоту за оптическим проявлением волны Эйнштейна.

В Южном полушарии одним из конкурентов ZTF станет проект BlackGEM в Чили. Он стартует в 2018 г. маленькой группой из трех автоматизированных 65-сантиметровых телескопов. Если удастся привлечь больше финансирования, линейку можно будет расширить до пяти или даже до 15 одинаковых телескопов, оборудованных чувствительными ПЗС-камерами. Главным исследователем проекта BlackGEM является голландский астроном Пауль Гроот, первооткрыватель оптического проявления гамма-всплеска. Описанный ранее телескоп Гроота MeerLICHT стал прототипом инструментов BlackGEM.

У BlackGEM имеется несколько преимуществ перед другими проектами поиска электромагнитных проявлений. Во-первых, он разработан специально для дополняющего исследования регистраций гравитационных волн – это его главная научная задача. (ZTF может сопровождать, самое большее, несколько событий-триггеров в месяц в силу загруженности другими проектами.) Во-вторых, благодаря решетке из нескольких телескопов BlackGEM очень гибок. Если область поиска, указанная LIGO и Virgo, окажется сильно вытянутой, как в случаях GW150914 и GW151226, каждый телескоп сможет сфокусироваться на собственной части «банана». При малой зоне поиска или при регистрации электромагнитного проявления телескопы поведут наблюдения сообща, что значительно повышает точность.

В качестве местоположения BlackGEM была выбрана гора Сьерро-ла-Силла в Чили к северо-востоку от портового города Ла-Серена. Атмосфера над Ла-Силла намного спокойнее, чем над горой Паломар, и условия для наблюдения значительно лучше – это третье преимущество. В 1960-е гг. здесь были установлены некоторые первые телескопы ESO. На сегодняшний день ESO перенесла основную часть своей деятельности значительно севернее, на Сьерро-Паранал, но и на Ла-Силла ведется много работы. Оседлавшая горный хребет обсерватория окружена мягкими склонами холмов, протянувшихся вдаль к горизонту. Это удивительно спокойное место, куда часто наведываются дикие ослы и лисы из пустыни Атакама. В ясный день (которые здесь бывают часто) легко увидеть купола обсерватории Лас-Кампанас Научно-исследовательского института им. Карнеги, до которой около 25 км.

Так много далеких горных вершин, обсерваторий, чувствительных инструментов и увлеченных астрономов, мечтающих раскрыть тайны Вселенной! Кто первым обнаружит оптическое проявление гравитационной волны, ZTF на горе Паломар или BlackGEM на Сьерро-ла-Силла? Или пальма первенства достанется дополняющим исследованиям столкновений космических тел на базе радионаблюдений, измерения рентгеновского или гамма-излучения? Радиоастрономы, работающие на SKA и ее телескопах-целеуказателях, уже обсуждают лучшую стратегию реагирования. Специалисты в области рентгеновской астрономии надеются осуществить мониторинг всего неба, вероятно на базе МКС. Существующие обсерватории, как наземные, так и космические, пытаются получить свою часть добычи. Регулярно вводятся в действие новые проекты. Успех совсем рядом. Это только вопрос времени.

Когда-нибудь может осуществиться даже мечта о возможности смотреть во все стороны одновременно. «Большой обзорный телескоп» (Large Synoptic Survey Telescope, LSST) будет три раза в неделю фотографировать видимое небо на невероятно чувствительную 3-гигапиксельную камеру. LSST строится на Сьерро-Пачон, еще одной облюбованной астрономами горной вершине на севере Чили. Он сможет открыть десятки тысяч краткосрочных транзиентов, таких как сверхновые, звездные вспышки и астероиды, и определить расположение и форму миллиардов галактик с целью изучения структуры и эволюции Вселенной в целом.

Между тем на Сьерро-Тололо к северу от Сьерро-Пачон футуристический Evryscope уже фотографирует четверть доступного неба каждые две минуты. Этот проект, которым руководит Николас Ло из Университета Северной Каролины в Чапел-Хилле, использует массив из 27 автоматических телескопов размером с любительский инструмент, которые действуют совместно в качестве гигантского «рыбьего глаза» для астрономических наблюдений. Из-за маленькой апертуры этот «всевидетель» не может заглянуть так далеко, как LSST, и не различит совсем бледные звезды и мельчайшие детали. Однако, разместив несколько «Эврископов» по всему миру, можно непрерывно обследовать космос с охватом всего доступного неба.

Это будущее астрономии. Каждый существующий метод наблюдений, каждая часть неба, все время. Фотоны любой мыслимой длины волны – от самого высокоэнергетического гамма-излучения до радиоволн самой низкой частоты. Космические субатомные частицы, например космическое излучение и нейтрино. Самые слабые возмущения ткани пространства-времени. В совокупности эти данные составляют сокровищницу информации об удивительной Вселенной, в которой мы живем.

Революционная регистрация гравитационных волн обсерваторией LIGO знаменует собой рождение всесигнальной астрономии.