Сергей Попов - Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Частицы с энергией выше 10 16–10 17эВ в основном имеют внегалактическое происхождение.

В астрофизике космических лучей существует еще много нерешенных проблем. Кроме вопросов происхождения частиц сверхвысоких энергий и точного измерения их свойств сюда можно отнести проблему происхождения избытка позитронов, обнаруженного установкой PAMELA, многие вопросы, связанные с ускорением частиц в галактических источниках, а также гипотетическую возможность регистрации частиц странного (кваркового) вещества.

Для решения проблем планируется создание новых установок – и космических проектов (в том числе на МКС), и наземных обсерваторий. Крупной наземной установкой по оптическому наблюдению широких атмосферных ливней должен стать проект Cherenkov Telescope Array (CTA, Cеть черенковских телескопов), в первую очередь предназначенный для гамма-астрономии. В рамках этого проекта планируется построить две обсерватории в северном и южном полушариях, чтобы охватить все небо. В настоящее время в северном полушарии, в штате Юта, работает установка Telescope Array (TA, Сеть телескопов) площадью 700 км², которая является аналогом обсерватории Оже. В ней также использована гибридная система регистрации: 500 наземных сцинтилляционных детекторов и три станции для оптических наблюдений черенковского излучения и «воздушной флуоресценции». В России планируется запуск спутника «Гамма-400», а также идут работы по развитию проекта «Тунка» вблизи озера Байкал.

Существуют проекты регистрации оптического излучения широких атмосферных ливней из космоса. В этом случае можно будет просматривать колоссальную площадь (десятки процентов площади Земли), что позволило бы регистрировать редкие частицы еще бóльших энергий (если они существуют).

Гравитационные волны – это распространяющиеся колебания гравитационного поля, предсказанные Эйнштейном в двух работах 1916 и 1918 гг. Поскольку общая теория относительности – это геометрическая теория гравитации, то часто говорят, что гравитационные волны – это волны пространства-времени.

Гравитационные волны испускаются ускоренно движущимися объектами. Однако для этого подходят не все виды движения: скажем, вращающийся идеальный шар не будет источником гравитационных волн, как и цилиндр, вращающийся вокруг своей оси, а вот вращающееся вытянутое тело вроде мяча для регби (при вращении вокруг одной из своих коротких осей) генерирует гравитационные волны. Гравитационные волны могут также излучаться и при пульсационных изменениях формы тела (но она опять же не должна быть идеально симметричной).

Скорость гравитационных волн в общей теории относительности равна световой. Как и другие волны, гравитационные обладают частотой и длиной волны (эти величины, как и у любых волн, связаны между собой). Частота волн связана с характеристиками источника (например, с частотой вращения или пульсаций).

В астрофизике существует несколько потенциальных достаточно мощных источников гравитационных волн. Самые длинные волны связаны с процессами в ранней Вселенной на стадии инфляции. Их максимальная длина волны по порядку величины соответствует размеру видимой части Вселенной, а минимальная частота обратна ее возрасту. Далее заметный фон гравитационного излучения могут составлять двойные звезды в нашей Галактике, а также пары сверхмассивных черных дыр в центрах далеких галактик. Слияния сверхмассивных черных дыр должны порождать гравитационно-волновые всплески, длина волны при этом будет составлять примерно от долей (1 a.е. = 150 млн км) до сотни, а частота – от нескольких до долей миллигерц в зависимости от масс сливающихся дыр.

Сильными астрофизическими источниками гравитационных волн в первую очередь являются сливающиеся черные дыры и нейтронные звезды.

Черные дыры звездных масс при слиянии дают всплески на частоте от десятков до сотен герц. Чем больше масса, тем ниже частота, поскольку у черных дыр размер прямо пропорционален массе, а значит, с ростом массы растут периоды обращения прямо перед слиянием и длина испускаемой волны. Сливающиеся нейтронные звезды должны давать основной сигнал на частоте около 1 кГц. Именно под такие события – слияния компактных объектов звездных масс – проектировались наземные лазерные интерферометры LIGO и Virgo (и именно такие сигналы удалось уловить в сентябре 2015 г. и позже). Наконец, взрывы сверхновых могут давать сигнал на частоте в несколько килогерц.

Регистрация гравитационных волн разной длины требует разных подходов. Сейчас разработано шесть методов для наблюдения гравитационных волн, три из них являются непосредственными, а три – косвенными. Однако, прежде чем перейти к методам обнаружения, напомним, откуда взялась уверенность в самом существовании гравитационных волн.

Первые детекторы гравитационных волн начали строить в 1960-е гг. Это были резонансные антенны.

В 1975 г. Рассел Халс (Russel Hulse) и Джозеф Тейлор (Joseph Taylor) открыли необычный радиопульсар, входящий в состав двойной системы, состоящей из двух нейтронных звезд. По мере обращения вокруг общего центра масс такая система за счет излучения гравитационных волн теряет довольно много энергии. Поймать эти волны сложно, но зато можно увидеть последствия их излучения: ведь волны уносят импульс и энергию, и поэтому орбитальный период системы сокращается. Анализ результатов наблюдений этой системы показал, что ее поведение прекрасно описывается в рамках ОТО (за эти работы Халс и Тейлор были удостоены Нобелевской премии по физике). Это является подтверждением того, что система испускает гравитационные волны.

На самом деле поиски гравитационных волн начались еще раньше, в 1960-х гг., когда Джозеф Вебер (Joseph Weber) начал строить первые детекторы – так называемые резонансные антенны. Гравитационная волна оказывает на тело или систему тел действие, соответствующее приливному. Если у нас есть, например, кусок металла, то под действием волны он начнет вибрировать, и на некоторой (резонансной) частоте это вызовет достаточно сильный эффект, который можно измерить (недостатком резонансных детекторов является то, что они имеют хорошую чувствительность лишь в узкой полосе вблизи резонансной частоты, обычно превосходящей 1 кГц). Вебер для этого применял пьезодатчики, его первый достаточно чувствительный детектор начал сбор данных в 1965 г., а с 1967 г. он неоднократно заявлял о регистрации сигналов. Впоследствии никто не смог воспроизвести этот результат, поэтому выводы Вебера считаются неверными, однако он положил начало активным поискам гравитационных волн.

Действие гравитационной волны на тело или систему тел является приливным.