Реликтовый гравитационно-волновой фон
Чрезвычайно интересно и важно было бы зарегистрировать реликтовое гравитационное излучение, рожденное в эпоху Большого взрыва, и отделившееся от вещества в процессе расширения Вселенной. Как полагают космологи, подобно фону реликтовых фотонов, открытому в 1965 г. и интенсивно изучаемому сейчас, должен существовать и фон реликтовых гравитационных волн, гравитонов, с весьма разнообразными частотами.
Реликтовый электромагнитный фон, его пространственные неоднородности (флуктуации) несут информацию о том, какой была Вселенная, точнее, ее горячая материя, спустя примерно миллион лет после Большого взрыва. Именно тогда в результате расширения и остывания первородной плазмы фотоны смогли отделиться от остального вещества, поскольку оно стало прозрачным для излучения. В дальнейшем это излучение расширялось самостоятельно и остывало. В наши дни, спустя 14 млрд. лет после Большого взрыва, мы воспринимаем его как почти изотропное реликтовое микроволновое радиоизлучение с температурой около 3 K.
Подобное должно было произойти и с гравитационным излучением, но с одним весьма серьезным отличием. Гравитационное взаимодействие самое слабое из всех, известных нам сегодня. Например, в атоме водорода гравитационное взаимодействие между протоном и электроном слабее электромагнитного в 2,3 · 1039 раз. По этой причине гравитоны могут отделиться от вещества гораздо раньше фотонов. Как показывают теоретические оценки, Вселенная становится прозрачной для гравитонов уже в возрасте, сравнимом с планковским временем, т. е. спустя всего лишь 10–43 сек. после Большого взрыва!
Таким образом, если удастся зарегистрировать реликтовый гравитационный фон и измерить его характеристики, такие как плотность, температура и т. п., то мы подойдем к началу мироздания невообразимо близко. Кстати, именно по этой причине некоторые скептики считают эту задачу практически невыполнимой. Между тем, физики заметили, что, в отличие от электромагнитного излучения, первичное гравитационное излучение может усиливаться параметрически (т. е. частотно-избирательно) в сильно меняющемся гравитационном поле Вселенной на ранних стадиях ее эволюции. Поэтому его спектр, в отличие от спектра фотонов, может быть неравновесным, не планковским, а иметь повышенную интенсивность в отдельных диапазонах частот.
В теории существуют различные сценарии развития этого фона. В оптимистическом варианте фоновое среднее значение метрических вариаций в диапазоне приема гравитационных антенн (~100–1000 Гц) ожидается на уровне h ~ 10–24 при очень узкой полосе приема Δf = 3 · 10-8 Гц. На первый взгляд кажется, что его детектирование возможно, особенно после изучения ситуации с пульсарами. Однако положение здесь значительно сложнее.
Есть принципиальное различие в задачах детектирования очень слабых сигналов электромагнитной и гравитационной природы. И в том, и в другом случае нам необходимо выловить очень слабый сигнал на фоне собственных шумов детектора. В случае с электромагнитным сигналом мы можем, открывая и закрывая апертуру антенны, сравнивать шумы детектора с потоком «сигнал + шум» и таким образом выделять сигнал. Но в случае с гравитационными волнами «закрыть вход антенны» мы не можем: гравитационной экранировки не существует! Известная задача теории обнаружения «одного шума на фоне другого шума» имеет решение при отличии их законов распределения. Но как реликтовый гравитационный фон, так и собственный шум гравитационной антенны предполагаются нормальными гауссовыми шумами. В такой ситуации есть единственная возможность — необходимо измерять взаимную кросс-корреляционную функцию выходных сигналов двух совершенно одинаковых гравитационных детекторов.
Идея этого метода состоит в том, что приходящий из космоса «сигнальный шум» для обеих антенн будет общим, одинаковым даже по фазе, поэтому он должен дать заметный (в пределе — единичный) вклад в кросс-корреляцию. Напротив, собственные шумы антенн независимы, так что их кросс-корреляция должна стремиться к нулю. Простые расчеты показывают, что отношение сигнал/шум на выходе коррелятора будет накапливаться и расти со временем пропорционально корню из времени накопления и ширины полосы приема. При этом даже чувствительности антенн на уровне h ~ 10-21 Гц–1/2 хватает, чтобы поймать вариации метрического фона ~ 10–24 за время наблюдения равное одному году. Но это при условии, что два приемника находятся в одном месте (для полной тождественности фазы «сигнальных шумов»). На практике антенны разнесены — чем дальше, тем лучше; этого требует стратегия «алгоритма совпадений». В итоге нарушается условие коррелированности «сигнальных откликов» антенн, и отношение сигнал/шум сильно падает. Факторы ослабления сейчас рассчитаны практически для всех известных пар детекторов глобальной сети; в лучшем случае они порядка одной десятой и меньше. Поэтому требуется увеличение чувствительности антенн обоих типов.
Радикальное решение этой проблемы — строительство двух детекторов в одном месте. Это и сделано на интерферометрической антенне Хенфорда. Там в одной вакуумной трубе-световоде параллельно смонтированы два интерферометра с плечами в 2 и 4 км. Остается ждать результатов.