LIGO: линейка точность в одну десятитысячную протона.

Нобелевская премия по физике за 2017 год ожидаемо досталась Кипу Торну, Райнеру Вайссу и Берри Беришу за экспериментальное обнаружение гравитационных волн на лазерно-интерферометрических приборах LIGO. Этот успех (а обнаружение гравитационных волн (ГВ) от двух сливающихся черных дыр первый раз произошло 14 сентября 2015 года) стал плодом примерно 50-летнего развития техники для детектирования ГВ. В результате этого развития инструмент LIGO обладает леденящими характеристиками, впрочем, никакие человеческие эпитеты не передают уровня прецизионности этой машины.

Лазерно-интерферометрическая гравитационная обсерватория LIGO в Ливингстоне, Луизиана, США.

Сегодня поговорим об инженерном устройстве LIGO. Но прежде - о гравитационных волнах вообще.

Гравитационную волну излучает любая материя, движущаяся с асимметричным ускорением. Для возникновения волны существенной амплитуды необходимы чрезвычайно большая масса излучателя или/и огромные ускорения, так как амплитуда гравитационной волны прямо пропорциональна первой производной ускорения и массе генератора. Какие-то значимые мощности  ГВ-излучения получаются в основном от сливающихся черных дыр и нейтронных звезд, а также во время асимметричных взрывов сверхновых звезд, при этом идеальный вариант - пара черных дыр, вращающихся вокруг друг друга на очень тесной орбите. Для вращающихся пар частота излучаемых гравитационных волн равна удвоенной частоте обращения системы двух тел. Для наиболее часто встречающихся во Вселенной событий, сопровождающихся излучением ГВ, характерны частоты от долей герца до сотен герц, а значит длины волн от от сотен до миллионов километров.

Симуляция излучения гравитационных волн сливающейся парой черных дыр.


Характерный паттерн от двух сливающихся черных дыр - орбита быстро уменьшается из-за излучения момента вращения в виде гравитационных волн и в конце концов они сливаются, оставляя "послезвон" - сброс искажений формы в виде гравитационных волн.

Гравитационно-волновая астрономия - давний предмет вожделения специалистов. Она позволяет изучать объекты, слабо проявляющие себя в электромагнитном излучении, а значит недоступные современной астрономии. За подробностями советую прочесть “Гравитационно-волновое небо”

Как можно обнаружить гравитационную волну? К сожалению, для этого нет простых способов. В LIGO используется свойство гравитационных волн переодически изменять расстояния между двумя тестовыми массами (и тестовые массы здесь ключевой детектор), только вот изменения эти очень невелики. Если мы раздвинем две тестовые массы, скажем, на километр, то все что мы увидим - колебания расстояния между ними с амплитудой ~ 10-21 , т.е. около 1/10000 размера протона, и одной миллиардной размера электронной оболочки атома. Если увеличить линейку до миллиона километров, ситуация кардинально не улучшится (даже если протянуть линейку до Плутона, то ее точность должна быть в районе нанометров).

Отклонение тестовых масс (черные квадраты) при прохождении гравитационной волны от своих изначальных позиций (пустые квадратики).

Впрочем, если перейти от материальных линеек к световым, то можно достичь некого прогресса. Интерферометр Майкельсона использует деструктивную интерференцию (т.е. гашение двух волн в противофазе) прошедших через два измерительных плеча. Если длина плеч перестает быть равными, то на детекторе начинает появляться свет, причем для идеального, не-квантового света мы можем измерить таким образом любую величину смещения зеркал.


Принцип влияния проходящей ГВ на интерферометр майкельсона и возникновение сигнала при разбалансировке размеров плеч.

На практике, лабораторные интерферометры без особых проблем измеряют изменения расстояний в десятки нанометров, а передовые устройства - доли нанометров. Даже если сделать интерферометр с плечами ~4 км (а это оптимальная длина по бюджету шумов, о чем мы поговорим дальше) и с точность 0,1 нм, то это всего лишь ~10-14 - т.е. все еще в 10 миллионов раз меньшая чувствительность, чем надо!

Добраться до нобелевской премиинеобходимой прецизионности хотя бы в теории помогает использование оптических резонаторов Фабри-Перо. Вставка такого резонатора в плечо интерферометра заставляет свет долго оставаться в нем, фактически удлиняя эффективную длину интерферометра в несколько сот раз (для LIGO это значение около 300). Далее этот трюк повторяется вставкой зеркала отражателя в линию запитывания интерферометра лазером и в линию выхода измеряемого сигнала из интерферометра - фотоны на входе и выходе многократно отражаются обратно в измерительные плечи и постепенно набирают технически измеряемую разность фаз.



Принципиальная схема LIGO: ETM - внешние тестмассы, ITM - внутренние, вместе они образуют резонатор. CP - термокомпенсирующие пластины, BS - делитель луча. PRM и SRM - системы рециклирования исходных фотонов и фотонов полезного сигнала, PD - фотодиод, GW readout - система считывания сигнала гравитационных волн.

Впрочем, между идеей и реализацией в данном случае лежит пропасть. Беря в руки измерительный прибор такой прецизионности вы обнаружите десятки источников шумов которые в тысячи и миллионы раз превосходят полезный сигнал. Впрочем, говоря миллионы я слишком преуменьшаю. Сейсмические колебания по амплитуде превосходят сигнал ГВ на 11 порядков (т.е. в 100 миллиардов раз).

Вибрация зеркал без демпфирования приведенная к измеряемой характеристике (расстоянию между тестовыми массами) в месте установке LIGO.

Борьба с этими шумами представляет собой невероятную инженерно-физическую сагу, растянувшуюся на десятилетия. Рассказывая о этой борьбе, удобно все приводить в систему измерительной метрики - т.е. в виде амплитуды коллебаний плеча интерферометра, сравнивая ее с заветной чувствительность 10-21. Поскольку мы измеряем волны, то вообще говоря еще правильнее говорить не просто об амплитуде, а в виде спектральной мощности амплитуды помехи, однако чтобы не запутывать, я постараюсь приводить это все к просто амплитудам, отбрасывая корень из герца.

Трубы вакуумной системы имеют диаметр 1,24 метра, в частности здесь изображена угловая (центральная) станция LIGO Hanford. Вправо уходит 4 километровое измерительное плечо.

Первым инженерным чудом, на котором базируется LIGO является вакуумная система. Объем оптической системы, которую надо вакуумировать очень велик - около 10 тысяч кубических метров, при этом уровень вакуума - 10-9торр (~10-7Па - это меньше, чем в вакуумной камеры ИТЭР и на 3 порядка меньше, чем в основных вакуумированных объемах ИТЭР). Вакуум нужен, прежде всего, для изоляции оборудования от акустических вибраций, и во вторую очередь - для того, чтобы избавится от случайных искажений фазы лазерного луча на молекулах газов, что дало бы ненужный шум на приемном детекторе. До создания прототипов вакуумных объемов LIGO не было даже понятно, удастся ли выдержать такой вакуум в таком объеме - до LIGO никто этого не достигал. Для откачки используется набор из механических форвакуумных насосов, турбомолекулярных насосов, криоловушек и ионных насосов. Всего достижение рабочего вакуума с промежуточным отжигом в LIGO занимает 40 суток.

Пост измерения качества вакуума и состава остаточных газов.

Внутри вакуумной системы находятся основные составляющие - оконечные тестовые массы ETM (“дальние” зеркала плеч), внутренние тестовые массы ITM, делитель луча BS, камеры регенерации входного луча и выхода сигнала PRC и SRC, системы очистки пространственных мод лазерного излучения. При этом сам основной лазер расположен снаружи, на практически обычном лабораторном оптическом столе.

Говоря про лазеры LIGO необходимо отметить, что в одной и той же оптической системе сосуществуют сразу два - основной суперстабильный лазер с длиной волны 1064 нм и вспомогательный с длиной волны 532. Последний используется для измерения расстояния между зеркалами и ее активной коррекции, нужной для замыкания резонаторов Фабри-Перо.


Основной 200-ваттный измерительный лазер LIGO (установленный в 2010 году, до этого был гораздо менее мощный лазер). Черная пирамида справа - перескоп, отправляющий лазерный луч в интерферометр.

Основной лазер 1064 нм расположен на обычном оптическом столе и представляет собой ультрастабильный по частоте и амплитуде (10-7и 10-9соответственно) лазер мощностью 220 ватт на столе и 180 ватт после системы очистки мод (для LIGO нужен луч лазера с только основной TEM00  модой, где модами называются стоячие волны в резонаторе с разным числом полуволн).


Детальное изображение выходной части лазера, включающее в себя зависимый усилитель луча с 35 до 220 Вт, диагностическую сборку, предварительный очиститель мод PMC, и образцовый резонатор для подстройки частоты лазера.

Кстати, обратите внимание на мощность. 200-ваттные постоянные лазеры скорее ассоциируются с резкой материалов, чем с тонкими физическими экспериментами. Однако в случае LIGO точность определения координат растет как корень из мощности лазера, поэтому в плечах интерферометра курсирует захваченная мощность в сотни киловатт лазерного света (планируемая - до 830 кВт!). Отрицательным эффектом от сумасшедшей мощности являются искажения оптики от нагрева - и это в лазерной системе с максимальными требованиями в мире. Но об этом мы еще поговорим.

Для получения стабильной затравочной частоты используется специальный непланарный лазерный резонатор - частота планарного лазера слишком зависит от расстояния между торцевыми зеркалами.

Сгенерированный лазерный луч подается внутрь вакуумной системы, где он проходит входной очиститель пространственных мод, резонатор рециркулирующий входную мощность и через делитель луча попадает в измерительные плечи. По мере прохода системы растут требования к неподвижности зеркал, ведь их движения от вибраций можно принять за сигнал от гравитационной волны!


Через такой порт излучение заводится внутрь вакуумной системы.

В цифрах это выглядит так - в диапазоне максимальной чувствительности интерферометра (от 30 до 600 гц) амплитуда коллебаний зеркал должна составлять от 10-13м до 10-19м. При том, что обычный уровень вибраций в точке постройки интерферометров (Хэнфорд и Ливингстон) составляет от ~10-10метра. Разница в 9 порядков между “есть” и “нужно” настолько велика, что потребовалось около 30 лет разработок и исследований, чтобы ее преодолеть.

Внешний вид подвески тестовых масс вводит в заблуждение: металлическая рама тут для вспомогательных элементов, она не держит саму тестовую массу (розовый диск внизу)

Создатели LIGO говорят, что без его фантастических демпфирующих вибрацию подвесок интерферометр способен фиксировать велосипедистов в километрах от установки, чувствовать дрожание от прибоя в тысячах километрах, более того - LIGO чувствителен к перемещению воздушных масс, вызывающих колебания гравитационного поля(!).

В создании подвесок, ослабляющих воздействие среды на 12 порядков использовались 3 подхода. Первый, классический - это создание максимально жестких конструкций первых стадий подвески, что минимизирует амплитуду вибраций. Второй подход также известен борцам с вибрацией - это активные системы компенсации, движущие платформу в противоположном направлении к вибровоздействию, что позволяет где-то в 1000 раз снизить амплитуду вибраций. Наконец, и в этом уникальное решение LIGO - это использование на последних стадиях (подвеска ETM/ITM имеет 7 стадий виброподавления) маятников.


Активная изоляция последний версии LIGO (справа) - прецизионные гидравлические приводы вакуумной камеры, двухступенчатый активный (с электроприводами) подавитель вибрации и 4-ступенчатый маятник.

Схема маятникового подвеса.

Казалось бы, маятник - это самое последнее, что нужно для минимизации раскачивания оптики. Однако, здесь используется хитрый трюк, а именно - сверхвысокодобротные маятники, собственная частота которых выведена из рабочего диапазона (они качаются медленнее 10 герцового среда частот, которые отслеживает LIGO). Это означает, что любое вибровоздействие будет переводится в собственную частоту колебания маятника и очень сильно ослабляться на других частотах.


Степень подавления вибраций активной частью (синяя линия), маятником (зеленая) и общая (красная).

После значительного ослабления вибраций и активной компенсации медленных “геологических” колебаний главным источником шума становятся тепловые шумы системы. Тепловые колебания атомов легко игнорировать, пока вы не пытаетесь измерить что-то в тысячи раз меньше этих атомов.

В борьбе с тепловыми колебаниями (в ходе исследования даже было открыто принципиально новое термоколебательное явления) используется тот же подход - тестовые массы представляют собой высоко гомогенные цилиндры из плавленого кварца, отполированные со всех сторон до шероховатости 1 нм, что создает высокодобротный “камертон”, собственные частоты которого лежат вне полосы измерения резонатора. И тем не менее, броуновские движения частиц в отражающем покрытии зеркал ITM/ETM являются одним из доминирующих источников шума в LIGO.

Бюджет вклада разного шума в общую чувствительность LIGO (расчетные значения). В целом чувствительность в основном определяется квантовым пределом (фиолетовая линия) и в диапазоне 50-100 Гц - тепловым шумом покрытия (красная линия).

Интересно, что одним из участков борьбы с шумами оказались нити, на которых подвешены тестовые массы. В них возникают термоупругие шумы возникающие из взаимосвязи температуры и модуля гука. Для минимизации этого явления пришлось использовать тонкие кварцевые нити (0,4 мм) и максимально гладко присоединять их к кварцевой тестовой массе (этим занимались в Университете Глазго, а теория всех этих моментов разрабатывалась на Физфаке МГУ). Интересно, что время успокоения (рассеивания энергии) этого маятника в вакууме превышает 10 лет.

Приварка кварцевых нитей к маятниковой массе.

Разумеется, как часть этой борьбы за прецизионность, зеркала ITM/ETM обладают рекордной гладкостью поверхности - с помощью “ионного фрезерования” их подложка была доведена до шероховатости в 0,08 нм - т.е. до фундаментального предела, обусловленного размерами молекул диоксида кремния. Подобная гладкость и 40-слойные отражающие покрытия привели к рекордным характеристикам зеркал - потери света при отражении между ITM и ETM составляют всего 50 ppm (т.е. 0,005%!). Этот момент был принципиально важен для построения LIGO, как в смысле максимальной добротности оптических резонаторов, так и в смысле максимальной одинаковости плеч, в т.ч. минимальной разницы в потерях света в них.

Еще одним интересным аспектом подвески тестовых масс является то, что зеркала тут должны быть активными - т.е. выставляться в нужные позиции с точностью до десятков пикометров для захвата. Но как это сделать для зеркала, которое а) должно быть измерительной массой, не связанной ни с чем б) демпфированно на 12 порядок от любых вибраций? Ответ заключается в разделении зеркала на 2 составляющие, одна из которых - тестовая масса, а вторая - реактивная масса. Обе массы одинаково подвешены, а расстояние между ними регулируется электростатическим приводом. Кстати, для того, чтобы шум этого электростатического привода не мешал измерениям, пришлось избавится от от близко стоящего ионного вакуумного насоса, ионы которого снижали заряд тестовой массы и усилие электростатического привода.

На тестовой массе внизу видны концентрические электроды электростатического актуатора. Защитные пленки с оптики сняты, видно пятно (зеленое) измерительного интерферометра - это последние стадии настройки adLIGO до вакуумирования.

Продолжая тему шумов, необходимо рассказать про термокомпенсацию оптики. Луч лазера, особенно в резонаторах Фабри-Перо, где его мощность по проекту достигает 830 киловатт даже при минимальном поглощении нагревает кварц, вызывая искажение формы зеркал. Обычно в оптике с этим борются путем принудительного охлаждения, но в данном случае - в вакууме и на суперподвеске, очевидно, этого сделать невозможно. В LIGO применили нетривиальное решение - нагреть остальную часть зеркала до той же температуры. Для этого используются вращающиеся проекторы с СО2 лазером, которые греют на специальных пластинах, вставленных между основными элементами кольцевую зону вокруг измерительного луча, компенсируя тем самым искажения формы.


Ключевой элемент интерферометра - делитель луча.

Один из самых удивительных шумов системы - это так называемый “Ньютоновский”. Связан он с изменением гравитационного поля под влиянием лунных и солнечных приливов, перемещения мантийных масс, атмосферных участков с более высоким или более низким давлением. Небольшие изменения гравитации возбуждают в коре медленные колебания, которые чувствует LIGO. Для отстройки от этого шума выстроена целая система гравиметров, датчиков давления, температуры и микрофонов, которая дает данные на вход системы автоподстройки интерферометра, которая пытается компенсировать эти воздействия.  Тем не менее на частотах ниже 10 герц амплитуда этих воздействий начинает доминировать в шумовой картине, образуя т.н. seismic  wall. Фактически это означает, что на земле невозможно построить детектор низкочастотных гравитационных волн, которые характерны, например, для сливающихся сверхбольших черных дыр (ядер галактик).

Исторический первый зафиксированный случай обнаружения гравитационно-волнового события 14.09.2015 - еще до официального начала первого сеанса работы улучшенного LIGO. Видно, что в амплитудных значениях пик ГВ всего в два раза превышал амплитуду шумов, но в спектральном разложении ГВ очень хорошо просматриваются.


На сегодня LIGO в ходе 3 сеансов научной работы зафиксировал 4 события с высоким уровнем надежности и один кандидат (LVT151012) который возможно является просто шумом. Все зафиксированные события - довольно далекие слияния черных дыр, хотя изначально инструмент рассчитывался на поиск сливающихся нейтронных звезд на удалении до 200 МПс.

В ходе примерно 30 лет совершенствования лазерно-интерферометрических технологий (в т.ч. сами LIGO прошли 2 апгрейда в начале 2000х и начале 2010х годов) физики вплотную приблизились к фундаментальному пределу точности измерения - квантовому. Практически на всех частотах квантовый предел, возникающий из принципа неопределенности Гейзенберга, определяет чувствительность машины. Хотя есть несколько способов слегка его отодвинуть (путем использования “сжатого света” и увеличением тестовых масс), но в целом не видно путей поднять чувствительность наземных лазерных интерферометров выше примерно 10-24метра.

Подробнее про LIGO и квантовый предел можно узнать из докладов на конференции HEA-2016 на этом видео.

Но и это будет весьма интересный результат. LIGO, Работая в 2014-2017 годах на чувствительности около 10-22удается ловить примерно 1 гравитационно-волновое событие в год. Однако ГВ обладают очень интересным свойством - интенсивность их падает линейно в зависимости от расстояния до источника, а значит увеличение чувствительности всего в 2 раза повышает обозреваемый объем в 8 раз. Увеличение чувствительности на 2 порядка может привести к тому, что ГВ-события будут регистрироваться каждую минуту.


В Европе тоже есть своя лазерно-интерферометрическая обсерватория VIRGO, расположенная в Италии. Подобные установки так же строятся в Индии (куда был передан один экземпляр LIGO) и в Японии.

Впрочем, на сегодня (осень 2017 года), LIGO еще не достиг даже запланированного предела по чувствительности в 10-23, в основном из-за сложностей поднятия мощности захваченного в плечи излучения до планового значения в 830 киловатт. Например, большой проблемой оказались блики от элементов конструкции обратно в оптическую систему - хотя относительная мощность вроде невелика, паразитные блики отражаются от нестабилизированных элементов и несут в себе уровень вибраций на 12 порядков превышающий уровень в основном луче.

Достигнутая на сегодня чувствительность - чуть хуже, чем 10-23и порядка 10-22в широком диапазоне частот. VIRGO пока имеет чувствительность в несколько раз хуже.

В любом случае, сентябрь 2015 года стал началом нового вида астрономии, который еще наверняка многое расскажет о Вселенной (например, частота столкновений черных дыр промежуточной массы уже стала неожиданной для астрономов - никто не подозревал, что таких ЧД так много). Еще одним интересным результатом программы LIGO стало то, что научный результат может стать плодом десятилетий труда, и не стоит заниматься экстраполяциями в духе “не получили за 20 лет - не получат никогда”.