Основы экспериментальной астрофизики

Оптическая и инфракрасная астрономия: телескопы, ПЗС-матрицы и спектроскопия

Добро пожаловать на курс «Основы экспериментальной астрофизики». Астрономия — уникальная наука. В отличие от биологов или химиков, мы не можем поместить объект нашего изучения в пробирку, нагреть его или взвесить на весах. Единственное, что у нас есть — это свет (и другие виды излучения), преодолевший огромные расстояния. Наша задача — поймать этот свет и выжать из него максимум информации.

В этой первой лекции мы разберем фундамент наблюдательной астрономии: как мы собираем свет (телескопы), как мы его регистрируем (детекторы) и как анализируем его состав (спектроскопия).

Телескопы: ведра для фотонов

Многие новички ошибочно полагают, что главная задача телескопа — увеличивать изображение. На самом деле, увеличение — это вторичный параметр. Главная цель телескопа — собрать как можно больше света. Представьте, что телескоп — это ведро, а фотоны (частицы света) — это капли дождя. Чем шире ведро, тем больше капель вы соберете за одно и то же время.

Основные типы телескопов

Исторически первыми появились рефракторы (линзовые телескопы), подобные тому, в который смотрел Галилей. Однако сегодня в профессиональной астрофизике безраздельно властвуют рефлекторы (зеркальные телескопы). Почему?

Хроматическая аберрация: Линзы преломляют свет разной длины волны по-разному (синий сильнее красного), создавая цветные ореолы вокруг звезд. Зеркала отражают все цвета одинаково.

Вес и размер: Большую линзу можно закрепить только по краям, и под собственным весом она деформируется. Зеркало же можно поддерживать с обратной стороны по всей площади.

!Схемы оптических путей в линзовом (слева) и зеркальном (справа) телескопах

Ключевые характеристики

Два главных параметра любого телескопа — это собирающая способность и разрешающая способность.

1. Собирающая способность (Light Gathering Power) Количество собранного света прямо пропорционально площади главного зеркала (апертуры). Поскольку площадь круга зависит от квадрата диаметра, мы получаем следующую зависимость:

где — количество собираемого света, а — диаметр объектива или главного зеркала. Это означает, что телескоп с диаметром 4 метра соберет в 4 раза больше света, чем 2-метровый телескоп ().

2. Угловое разрешение (Angular Resolution) Это способность телескопа различать мелкие детали или разделять две близко расположенные звезды. Теоретический предел разрешения определяется дифракцией света и описывается критерием Рэлея:

где: * — минимальный угол между двумя различимыми точками (в радианах); * — длина волны света; * — диаметр апертуры телескопа; * — коэффициент, связанный с формой круглого отверстия.

Чем меньше , тем более мелкие детали мы видим. Из формулы следует важный вывод: чтобы видеть лучше (уменьшить ), нужно либо увеличивать диаметр телескопа , либо наблюдать на более коротких длинах волн .

Детекторы: ПЗС-матрицы

Глаз астронома давно перестал быть инструментом регистрации. До конца XX века использовались фотопластинки, но настоящая революция произошла с появлением ПЗС-матриц (Приборов с Зарядовой Связью), или CCD (Charge-Coupled Device). Именно они стоят в ваших смартфонах, но в астрономии используются гораздо более совершенные и дорогие версии.

Принцип работы

В основе работы ПЗС лежит внутренний фотоэффект. Матрица состоит из миллионов пикселей, каждый из которых представляет собой полупроводниковый конденсатор (обычно на основе кремния).

Процесс регистрации выглядит так:

Фотон падает на пиксель.

Энергия фотона выбивает электрон в валентной зоне полупроводника.

Электрон попадает в «потенциальную яму» и удерживается там электрическим полем.

В конце экспозиции накопленный заряд считывается и преобразуется в цифровой сигнал.

!Схематическое устройство пикселя ПЗС-матрицы и процесс накопления заряда

Квантовая эффективность

Главное преимущество ПЗС перед глазом или фотопленкой — это Квантовая Эффективность (Quantum Efficiency, QE). Это отношение количества зарегистрированных фотонов к общему количеству упавших фотонов.

где: * — квантовая эффективность; * — количество зарегистрированных фотонов (превращенных в электроны); * — количество упавших на детектор фотонов.

Для фотопластинок составляла около 1-2%. Для человеческого глаза — еще меньше (в режиме ночного зрения). Современные астрономические ПЗС-матрицы имеют более 90% в видимом диапазоне. Это значит, что мы «не теряем» почти ни одного кванта света.

Шум и охлаждение

ПЗС-матрицы не идеальны. Даже в полной темноте в пикселях могут появляться электроны из-за теплового движения атомов. Это называется темновой ток (dark current). Чтобы бороться с ним, профессиональные камеры охлаждают жидким азотом или элементами Пельтье до температур -100°C и ниже. При низких температурах тепловое движение замедляется, и «паразитных» электронов становится меньше.

Спектроскопия: чтение по радуге

Получить красивую картинку туманности — это здорово, но 90% физической информации об объекте дает не фотография, а спектр. Спектроскопия — это разложение света на составные цвета (длины волн).

Дисперсия света

Чтобы получить спектр, свет пропускают через диспергирующий элемент. Раньше использовали призмы, но сейчас стандартом является дифракционная решетка. Это поверхность с тысячами микроскопических штрихов.

Работа решетки описывается формулой:

где: * — период решетки (расстояние между штрихами); * — угол дифракции (под каким углом выходит свет); * — порядок спектра (целое число: 0, 1, 2...); * — длина волны.

Эта формула показывает, что угол выхода света зависит от его длины волны . Красный свет отклоняется сильнее, чем синий (в первом порядке дифракции), что позволяет «развернуть» луч звезды в полоску спектра.

!Оптическая схема щелевого спектрографа

Что мы видим в спектре?

Химический состав: Каждый химический элемент имеет свой уникальный набор спектральных линий (как отпечатки пальцев). Видя линии водорода, гелия или железа, мы точно знаем, из чего состоит звезда.

Температура: По закону смещения Вина, длина волны, на которую приходится максимум излучения, обратно пропорциональна температуре.

Скорость (Эффект Доплера): Если линии смещены в красную сторону, объект удаляется. Если в синюю — приближается.

Инфракрасная астрономия

Оптическая астрономия работает в диапазоне длин волн, видимых глазом (примерно 400–700 нм). Но Вселенная излучает и в других диапазонах. Инфракрасное (ИК) излучение (от 700 нм до 1 мм) особенно важно для изучения: * Холодных объектов (протозвезды, коричневые карлики, планеты). * Объектов, скрытых пылью (ИК-лучи лучше проходят через космическую пыль, чем видимый свет).

Проблемы ИК-наблюдений

Главный враг ИК-астронома — тепло. Всё вокруг нас излучает в инфракрасном диапазоне: сам телескоп, купол обсерватории и, главное, атмосфера Земли. Наблюдать в ИК с Земли — это как пытаться увидеть звезды днем.

Поэтому ИК-телескопы требуют:

Экстремального охлаждения: Инструменты охлаждают до температур, близких к абсолютному нулю (криогеника).

Высоты: Наземные ИК-телескопы строят высоко в горах (например, на Гавайях или в Чили), чтобы быть выше основной массы водяного пара атмосферы, который поглощает ИК-излучение. Идеальный вариант — космические телескопы, такие как James Webb Space Telescope (JWST).

Заключение

Экспериментальная астрофизика начинается с инструмента. Понимая, как работает телескоп (собирает свет и повышает разрешение), как ПЗС-матрица ловит каждый фотон (квантовая эффективность) и как спектрограф раскрывает физику процесса, мы готовы перейти к изучению самих небесных тел. В следующих статьях мы применим эти знания для анализа данных.

Радиоастрономия: принципы работы радиотелескопов и радиоинтерферометрия со сверхдлинной базой

В предыдущей лекции мы обсуждали оптическую астрономию — изучение Вселенной в том диапазоне, который доступен нашему глазу. Однако видимый свет составляет ничтожно малую часть электромагнитного спектра. Если бы мы ограничились только им, мы бы никогда не узнали о реликтовом излучении, не увидели бы «тень» черной дыры и не смогли бы картировать распределение холодного газа в Галактике.

Сегодня мы переходим в мир гигантских длин волн и огромных антенн. Мы поговорим о радиоастрономии.

Радиоокно во Вселенную

Атмосфера Земли — это щит, который блокирует большинство видов излучения из космоса (гамма, рентген, ультрафиолет). Но у этого щита есть две большие «дыры» (окна прозрачности): оптическое окно и радиоокно. Радиоволны с длиной от нескольких миллиметров до десятков метров свободно проходят сквозь атмосферу, облака и даже сквозь стены зданий.

Это дает радиоастрономам огромное преимущество: они могут наблюдать космос днем и ночью, в дождь и в снег. Солнечный свет не засвечивает радиодиапазон (кроме излучения самого Солнца), а облака для длинных радиоволн практически прозрачны.

Одиночные радиотелескопы

Классический радиотелескоп внешне напоминает спутниковую тарелку, только очень большую. Принцип его работы схож с оптическим телескопом-рефлектором.

!Схема работы параболического радиотелескопа

Устройство

Главное зеркало (Тарелка): Обычно это параболоид вращения, сделанный из металла (алюминия или стали). Его задача — собрать радиоволны и сфокусировать их в одной точке.

Приемник (Облучатель): Находится в фокусе тарелки. Он преобразует электромагнитную волну в слабый электрический ток.

Усилитель: Радиосигналы из космоса невероятно слабы (в миллиарды раз слабее сигнала мобильного телефона). Поэтому сразу после приемника стоит малошумящий усилитель, часто охлаждаемый жидким гелием, чтобы собственные тепловые шумы электроники не заглушили сигнал.

Проблема разрешения

Помните формулу углового разрешения из прошлой лекции? Она работает и здесь. Минимальный угол , который может различить телескоп, определяется так:

где: * — угловое разрешение (в радианах); * — длина волны излучения; * — диаметр телескопа; * — коэффициент для круглой апертуры.

В оптике длина волны очень мала (около 500 нанометров), поэтому даже небольшой телескоп дает четкую картинку. В радиоастрономии огромна (от миллиметров до метров).

Пример: Допустим, мы наблюдаем на длине волны 21 см (0.21 м) с помощью огромного 100-метрового телескопа.

Это разрешение хуже, чем у человеческого глаза! Чтобы получить в радиодиапазоне такую же четкость, как у любительского оптического телескопа, нам пришлось бы построить антенну диаметром в десятки километров. Инженерно это невозможно. Казалось бы, это тупик. Но физика предложила изящное решение.

Радиоинтерферометрия

Если мы не можем построить одно сплошное зеркало размером в километр, мы можем заменить его несколькими маленькими зеркалами, разнесенными на это расстояние. Этот метод называется интерферометрией.

Принцип работы

Представьте два радиотелескопа, стоящих на расстоянии друг от друга. Это расстояние называется базой (baseline). Оба телескопа смотрят на один и тот же объект. Радиоволна от объекта приходит к первому телескопу чуть раньше или чуть позже, чем ко второму, в зависимости от положения источника на небе.

Сигналы с двух телескопов суммируются в специальном устройстве — корреляторе. В результате сложения волн возникает интерференционная картина (чередование усиления и ослабления сигнала). Анализируя эту картину, мы можем восстановить структуру источника.

!Принцип работы двухэлементного интерферометра

Главное чудо интерферометрии заключается в том, что разрешение такой системы определяется не диаметром отдельных тарелок , а длиной базы :

где: * — угловое разрешение; * — длина волны; * — расстояние между крайними телескопами (база).

Если разнести телескопы на 10 километров, мы получим разрешение, эквивалентное 10-километровому зеркалу (хотя собирающая способность будет равна сумме площадей только реальных антенн).

Знаменитый пример — VLA (Very Large Array) в США, состоящий из 27 антенн, которые можно раздвигать на расстояние до 36 км.

РСДБ: Телескоп размером с Землю

Астрономы задались вопросом: зачем ограничиваться проводами? Что если поставить телескопы на разных континентах? Так родилась Радиоинтерферометрия со СверхДлинной Базой (РСДБ) или VLBI (Very Long Baseline Interferometry).

В обычных интерферометрах (как VLA) телескопы соединены оптоволоконными кабелями, и сигналы сводятся в коррелятор в реальном времени. В РСДБ расстояния составляют тысячи километров, и проложить кабель невозможно.

Как это работает?

Автономная запись: Каждый телескоп сети наблюдает один и тот же квазар или черную дыру. Сигнал записывается на жесткие диски.

Атомные часы: Чтобы потом синхронизировать записи, на каждой станции нужны идеальные часы. Используются водородные стандарты частоты (атомные часы), которые уходят не более чем на 1 секунду за миллион лет. Они ставят метки времени на запись с точностью до наносекунд.

Корреляция: Жесткие диски (петабайты данных) физически перевозят (на самолетах) в единый вычислительный центр. Там суперкомпьютер считывает данные и, используя метки времени, искусственно совмещает сигналы, имитируя работу единого телескопа.

Максимальная база в этом случае равна диаметру Земли (около 12 700 км).

Телескоп Горизонта Событий (EHT)

Вершиной развития РСДБ стал проект Event Horizon Telescope (EHT). Объединив телескопы от Гренландии до Антарктиды и от Гавайев до Европы, ученые создали виртуальный телескоп размером с Землю.

Именно с его помощью в 2019 году было получено первое в истории изображение тени сверхмассивной черной дыры в галактике M87. Разрешение EHT настолько высоко, что он мог бы разглядеть апельсин на поверхности Луны с Земли.

Что мы видим в радиодиапазоне?

Радиоастрономия открывает нам процессы, невидимые в оптике:

Нейтральный водород (линия 21 см): Основной строительный материал Вселенной. Холодный водород не светится в оптике, но излучает на частоте 1420 МГц. Благодаря этому мы знаем спиральную структуру нашей Галактики.

Синхротронное излучение: Когда электроны разгоняются до околосветовых скоростей в магнитных полях (например, в остатках сверхновых или джетах черных дыр), они мощно светят в радиодиапазоне.

Реликтовое излучение (CMB): Тепловое эхо Большого взрыва, которое равномерно заполняет все небо. Его открытие в 1965 году стало главным доказательством теории Большого взрыва.

Пульсары: Нейтронные звезды, вращающиеся с бешеной скоростью и испускающие узкие пучки радиоволн, как космические маяки.

Заключение

Радиоастрономия научила нас обходить физические ограничения. Если нельзя построить зеркало больше определенного размера, мы строим «синтетическое» зеркало из множества антенн. Технологии РСДБ и атомной синхронизации времени позволили достичь самого высокого углового разрешения в истории науки, превзойдя оптические телескопы в тысячи раз.

В следующей статье мы поговорим о том, как астрономы выходят за пределы атмосферы, чтобы ловить рентгеновские и гамма-лучи, и зачем для этого нужны зеркала косого падения.

Астрономия высоких энергий: космические обсерватории рентгеновского и гамма-диапазонов

Мы продолжаем наш курс «Основы экспериментальной астрофизики». В предыдущих лекциях мы научились ловить видимый свет с помощью зеркал и ПЗС-матриц, а также обсудили, как гигантские радиоантенны слушают «шепот» Вселенной. Но если бы мы ограничились только этими диапазонами, Вселенная казалась бы нам довольно спокойным местом.

Чтобы увидеть настоящую драму — взрывы сверхновых, поглощение материи черными дырами и столкновения нейтронных звезд, — нам нужно смотреть на мир через «очки» высоких энергий. Сегодня мы поговорим о рентгеновской и гамма-астрономии.

Проблема атмосферы и необходимость космоса

Первое и главное препятствие для астрономии высоких энергий — это атмосфера Земли. Для рентгеновских (X-ray) и гамма-лучей (Gamma-ray) наша атмосфера абсолютно непрозрачна. Слой воздуха над нашими головами поглощает это излучение так же эффективно, как метровая свинцовая стена.

Это хорошо для жизни на Земле (жесткое излучение смертельно), но плохо для астрономов. Поэтому рентгеновская и гамма-астрономия — это исключительно космическая наука. Все инструменты, о которых мы будем говорить, работают на орбите.

Рентгеновская астрономия: искусство «блинчиков»

Рентгеновское излучение имеет длину волны от 0.01 до 10 нанометров. Энергия таких фотонов в тысячи раз выше, чем у видимого света. Здесь возникает главная инженерная проблема: как сфокусировать рентген?

Почему обычные зеркала не работают?

Если вы направите луч фонарика на зеркало, он отразится. Но если вы направите на то же зеркало рентгеновский луч, он просто пройдет сквозь него или поглотится. Для рентгеновского кванта расстояние между атомами в стекле или металле — это огромные ворота, в которые он легко пролетает. Отражение не происходит.

Решение: Зеркала косого падения

Физики нашли выход, вспомнив, как плоский камень («блинчик») отскакивает от воды, если бросить его под очень острым углом. Если же бросить камень отвесно, он просто утонет.

Точно так же ведут себя рентгеновские лучи. Если они падают на металлическую поверхность под углом менее 1–2 градусов (почти параллельно поверхности), происходит полное внешнее отражение.

Этот принцип реализован в телескопах Вольтера (Wolter telescope). Вместо привычной тарелки здесь используется система вложенных друг в друга цилиндров (гиперболоидов и параболоидов). Свет «скользит» по их внутренним стенкам, постепенно сужаясь к фокусу.

!Схема хода лучей в рентгеновском телескопе косого падения

Эффективная площадь таких телескопов невелика (ведь работает только тонкое кольцо на входе), поэтому инженеры вкладывают десятки таких «труб» друг в друга, как матрешки. Так устроены знаменитые обсерватории Chandra (NASA) и XMM-Newton (ESA).

Детекторы: счет фотонов

В оптике поток фотонов настолько плотный, что мы воспринимаем его как непрерывный свет. В рентгене фотонов гораздо меньше, но каждый из них несет огромную энергию.

Энергия фотона определяется формулой:

где: * — энергия фотона; * — постоянная Планка; * — частота излучения; * — скорость света; * — длина волны.

Современные рентгеновские ПЗС-матрицы работают в режиме счета фотонов. Они не просто накапливают заряд, а регистрируют каждый удар фотона отдельно, определяя его энергию и время прихода. Это позволяет получать не только картинку, но и спектр каждого пикселя изображения одновременно.

Гамма-астрономия: когда зеркала бессильны

Гамма-излучение — это свет с самой высокой энергией (более 100 кэВ). Длины волн здесь меньше размера атомного ядра. Для таких лучей понятие «отражение» теряет смысл. Даже при косом падении гамма-квант прошьет зеркало насквозь. Сфокусировать гамма-лучи невозможно.

Как же тогда получать изображения?

1. Кодирующие маски (Coded Masks)

Для мягкого гамма-излучения (и жесткого рентгена) используют принцип камеры-обскуры, но в усложненном варианте. Перед детектором ставят маску из тяжелого металла (например, вольфрама) с хаотичным, но точно известным узором отверстий.

Гамма-лучи проходят через отверстия и отбрасывают на детектор сложную тень. Зная узор маски и видя полученную тень, компьютер может восстановить положение источников на небе. Этот метод использовался в телескопе Swift для ловли гамма-всплесков.

!Принцип работы кодирующей маски: восстановление направления на источник по его тени

2. Телескопы парного рождения

Для самых высоких энергий (ГэВ и ТэВ) используется физика элементарных частиц. Когда гамма-квант сверхвысокой энергии попадает в вещество, он может исчезнуть, превратившись в пару частица-античастица (электрон и позитрон). Это прямое следствие знаменитой формулы Эйнштейна, связывающей энергию и массу.

Пороговая энергия для этого процесса:

где: * — энергия гамма-кванта; * — так как рождаются две частицы; * — масса электрона; * — скорость света.

Так работает космический телескоп Fermi LAT. Он представляет собой не трубу, а «слоеный пирог» из вольфрамовых пластин (где рождаются пары) и кремниевых детекторов (которые отслеживают траектории этих пар). Восстановив пути электрона и позитрона, мы можем вычислить, откуда прилетел исходный гамма-квант.

Что мы видим в высоких энергиях?

Наблюдения в этих диапазонах открывают нам самые экстремальные объекты во Вселенной:

Аккреционные диски черных дыр: Газ, падающий в черную дыру, разогревается трением до миллионов градусов и светится в рентгене.

Остатки сверхновых: Ударные волны от взорвавшихся звезд разгоняют частицы до околосветовых скоростей, порождая гамма-излучение.

Гамма-всплески (GRB): Самые мощные взрывы во Вселенной, которые за несколько секунд высвечивают столько энергии, сколько Солнце выработает за всю свою жизнь.

Заключение

Экспериментальная астрофизика высоких энергий — это постоянная борьба с физическими ограничениями. Мы не можем использовать линзы и обычные зеркала, поэтому нам приходится изобретать «скользящие» телескопы, использовать тени от масок и превращать свет в материю, чтобы его зарегистрировать. Эти изощренные методы позволяют нам видеть «горячую» Вселенную, скрытую от человеческого глаза.

В следующей части курса мы спустимся с небес на землю и обсудим обработку данных: как превратить сырой поток цифр с телескопа в научное открытие.

Многоканальная астрономия: детекторы нейтрино и регистрация космических лучей

В предыдущих лекциях мы путешествовали по электромагнитному спектру: от длинных радиоволн до жесткого гамма-излучения. Все эти методы объединяет одно: носителем информации является фотон. Однако Вселенная посылает нам не только свет. Она бомбардирует нас потоками заряженных частиц и неуловимыми нейтрино.

Сегодня мы вступаем в эру многоканальной астрономии (Multi-messenger astronomy). Это подход, при котором один и тот же объект наблюдается с помощью принципиально разных переносчиков информации: электромагнитных волн, космических лучей, нейтрино и гравитационных волн. В этой статье мы сосредоточимся на методах регистрации частиц.

Космические лучи: посланники без адреса

В начале XX века физики обнаружили, что ионизация воздуха происходит не только от радиоактивности земных пород, но и от неизвестного излучения, приходящего сверху. Это явление назвали космическими лучами.

Важно понимать: космические лучи — это не лучи света. Это заряженные частицы (в основном протоны — ядра водорода, а также ядра гелия и более тяжелых элементов), разогнанные до околосветовых скоростей.

Проблема магнитных полей

Главная проблема астрономии космических лучей заключается в том, что частицы имеют электрический заряд. Пролетая через межзвездное пространство, они взаимодействуют с галактическими магнитными полями. Сила Лоренца искривляет их траекторию, заставляя двигаться по спирали.

Радиус искривления траектории (гирорадиус или ларморовский радиус) для релятивистской частицы можно оценить по формуле:

где: * — гирорадиус (радиус кривизны траектории); * — энергия частицы; * — зарядовое число ядра (количество протонов); * — элементарный заряд; * — индукция магнитного поля.

Из-за этого эффекта космические лучи «забывают», откуда они прилетели. Направление их прихода на Землю почти никак не связано с положением источника. Мы видим «туман» из частиц, прилетающих равномерно со всех сторон. Лишь при экстремально высоких энергиях ( эВ) гирорадиус становится настолько большим, что частица летит почти прямолинейно, позволяя нам искать источники.

Регистрация: Широкие Атмосферные Ливни (ШАЛ)

Космические лучи низких энергий можно ловить спутниками (например, детектор AMS-02 на МКС). Но самые интересные частицы — сверхвысоких энергий — встречаются крайне редко: одна частица на квадратный километр в столетие. Чтобы поймать их, нужен детектор площадью в сотни километров. Построить такой в космосе невозможно.

К счастью, у нас есть атмосфера. Когда высокоэнергетичный протон врезается в атом азота или кислорода в верхних слоях атмосферы, происходит ядерный взрыв. Рождается каскад вторичных частиц (пионов, мюонов, электронов), который лавиной обрушивается на землю. Это называется Широкий Атмосферный Ливень (ШАЛ).

!Схема развития каскада частиц в атмосфере (ШАЛ) при попадании космического луча.

Для регистрации ШАЛ используют два основных метода, часто комбинируя их (как в Обсерватории Пьера Оже в Аргентине):

Наземные массивы: Тысячи баков с водой, расставленные на огромной площади. Когда вторичные частицы ливня проходят сквозь воду, они вызывают вспышку черенковского света, которую фиксируют фотоумножители.

Флуоресцентные телескопы: Специальные камеры смотрят на ночное небо и видят слабые ультрафиолетовые треки — свечение молекул азота, возбужденных прохождением ливня.

Нейтринная астрономия: охота за призраками

Если космические лучи теряют направление, а гамма-кванты высоких энергий могут поглощаться пылью и излучением, то нейтрино — это идеальный космический вестник. Нейтрино не имеет заряда (не реагирует на магнитные поля) и участвует только в слабом взаимодействии. Оно может пролететь сквозь свинцовую стену толщиной в световой год, ничего не заметив.

Это свойство делает нейтрино уникальным инструментом для заглядывания в самые недра активных галактик и взрывающихся звезд. Но это же свойство делает их регистрацию кошмаром для экспериментатора.

Принцип регистрации

Чтобы поймать частицу, которая не хочет взаимодействовать, нужно две вещи:

Огромный объем вещества (мишень).

Прозрачность этого вещества для света.

Когда нейтрино (очень редко!) все-таки сталкивается с ядром атома в среде, рождается заряженная частица — мюон (или электрон/тау-лептон, в зависимости от типа нейтрино). Этот мюон летит сквозь среду со скоростью, превышающей фазовую скорость света в этой среде.

Это вызывает эффект Вавилова-Черенкова — возникновение свечения (оптической ударной волны). Условие возникновения излучения:

где: * — скорость заряженной частицы (мюона); * — скорость света в вакууме; * — показатель преломления среды (для воды , для льда ).

Мюон оставляет за собой конус голубоватого света. Регистрируя этот свет массивом фотодетекторов, мы можем восстановить траекторию мюона, а значит — и траекторию исходного нейтрино.

Ледяные и подводные телескопы

Поскольку нам нужен гигантский объем прозрачного вещества, ученые используют естественные резервуары.

1. IceCube (Антарктида) Самый большой в мире нейтринный телескоп. Это кубический километр льда на Южном полюсе. В лед на глубину от 1.5 до 2.5 км вморожены 86 тросов, на которых висят более 5000 оптических модулей. Лед на такой глубине идеально прозрачен и там царит полная темнота.

!Устройство детектора IceCube: массив датчиков, вмороженных в антарктический лед.

2. Baikal-GVD (Озеро Байкал) Российский глубоководный нейтринный телескоп. Принцип тот же, но вместо льда используется пресная вода Байкала. Зимой с ледяного покрова озера опускают гирлянды с детекторами на глубину более километра. Вода Байкала обладает уникальной прозрачностью, а отсутствие свечения от морских организмов (которое мешает телескопам в Средиземном море) делает это место идеальным.

Многоканальные события: золотой стандарт

Главная цель современной астрофизики — зарегистрировать одно и то же событие разными способами.

Классический пример успеха — событие IC170922A. В 2017 году телескоп IceCube поймал нейтрино высокой энергии (около 290 ТэВ) и определил, откуда оно прилетело. Менее чем через минуту система оповещения передала координаты другим телескопам. Космический гамма-телескоп Fermi подтвердил, что в этой точке находится блазар TXS 0506+056, который в этот момент находился в состоянии вспышки.

Это стало первым доказательством того, что сверхмассивные черные дыры в центрах галактик (блазары) являются ускорителями космических лучей и источниками нейтрино.

Заключение

Мы завершили обзор инструментов экспериментальной астрофизики. Теперь вы знаете, что астрономы используют не только телескопы-ведра для сбора света, но и целые озера и ледники для ловли элементарных частиц.

В следующей, заключительной части курса мы поговорим о том, что происходит после того, как детектор сработал. Мы обсудим методы обработки данных, борьбу с шумами и то, как из набора цифр рождается научное открытие.

Гравитационно-волновая астрономия: лазерные интерферометры и поиск слияний черных дыр

Добро пожаловать на заключительную лекцию раздела «Инструменты и методы» нашего курса «Основы экспериментальной астрофизики». Мы прошли долгий путь: от ловли фотонов видимого света и радиоволн до регистрации призрачных нейтрино и космических лучей. Казалось бы, мы изучили все способы, которыми Вселенная может с нами общаться.

Но до 2015 года мы были подобны человеку, который может видеть, обонять и осязать, но абсолютно глух. Мы видели взрывы звезд, но не слышали грохота самого пространства. Сегодня мы поговорим о последнем, самом молодом и, возможно, самом сложном окне во Вселенную — гравитационных волнах.

Рябь пространства-времени

В 1916 году Альберт Эйнштейн опубликовал Общую теорию относительности (ОТО). Ее суть проста: гравитация — это не сила, притягивающая тела друг к другу (как считал Ньютон), а искривление пространства-времени. Массивные тела прогибают под собой пространство, подобно тому, как шар для боулинга прогибает натянутый батут.

Эйнштейн предсказал удивительный эффект: если массивные объекты движутся с ускорением (например, две черные дыры кружатся друг вокруг друга), они должны создавать возмущения в ткани пространства-времени, которые разбегаются во все стороны со скоростью света. Это и есть гравитационные волны.

!Визуализация распространения гравитационных волн от двойной системы.

Эффект прохождения волны

Что происходит, когда гравитационная волна проходит сквозь Землю (и сквозь вас)? Она деформирует пространство. В один момент времени пространство растягивается в одном направлении и сжимается в перпендикулярном. Через полпериода волны ситуация меняется на противоположную.

Представьте, что вы нарисовали на резиновом листе круг. Если растянуть лист по вертикали и сжать по горизонтали, круг превратится в эллипс. Гравитационная волна делает то же самое с реальностью, только амплитуда этого искажения ничтожно мала.

Измерение неизмеримого: деформация

Главная проблема гравитационно-волновой астрономии — слабость сигнала. Мерой силы волны является безразмерная величина, называемая амплитудой деформации (strain) . Она показывает относительное изменение длины объекта:

где: * — амплитуда гравитационной волны (безразмерная величина); * — абсолютное изменение длины (насколько объект удлинился или сжался); * — исходная длина объекта (длина плеча детектора).

Для типичного слияния черных дыр, происходящего в далекой галактике, амплитуда на Земле составляет порядка .

Чтобы понять, насколько это мало, подставим числа. Если мы возьмем детектор длиной метров (4 км), то изменение длины составит:

Это в 1000 раз меньше размера протона! Наша задача — измерить изменение расстояния в 4 километра с точностью до тысячной доли атомного ядра. Звучит как научная фантастика, но именно это делают современные детекторы.

Лазерная интерферометрия: линейка из света

Как измерить такое ничтожное смещение? Обычная линейка здесь не поможет, так как она сама сожмется и растянется вместе с пространством. Нам нужна «линейка», которая не зависит от деформации пространства так же, как вещество. Такой линейкой является скорость света.

Инструмент, способный на это, называется интерферометр Майкельсона. Именно по такой схеме построены детекторы LIGO (США), Virgo (Европа) и KAGRA (Япония).

!Принципиальная схема работы гравитационно-волнового детектора.

Принцип работы

Лазер: Мощный стабилизированный лазер испускает луч света.

Светоделитель: Полупрозрачное зеркало разделяет луч на два потока, которые уходят в два перпендикулярных туннеля (плеча) длиной по 4 км.

Зеркала (Тестовые массы): В конце каждого туннеля висят зеркала. Свет отражается от них и возвращается назад.

Интерференция: Вернувшиеся лучи накладываются друг на друга (интерферируют) и попадают на фотодетектор.

Детектор настроен так, что в спокойном состоянии волны света из двух плеч приходят в противофазе. Это значит, что «горб» одной световой волны встречается с «впадиной» другой. Они гасят друг друга (деструктивная интерференция), и на выходе царит темнота.

Когда проходит гравитационная волна, одно плечо удлиняется, а другое укорачивается. Путь, который проходит свет, меняется. Волны перестают идеально гасить друг друга, и на фотодетекторе появляется вспышка света. Яркость этой вспышки пропорциональна силе гравитационной волны.

Сдвиг фазы , который мы измеряем, связан с изменением длины плеч так:

где: * — изменение фазы световой волны (в радианах); * — коэффициент, учитывающий геометрию и проход света туда-обратно; * — изменение длины плеча; * — длина волны лазера.

Борьба с шумом: тишина в библиотеке Вселенной

Построить интерферометр — это 10% работы. 90% усилий уходит на то, чтобы изолировать его от шума. Поскольку мы ищем колебания размером меньше протона, всё вокруг является источником оглушительного шума.

Основные источники помех

Сейсмический шум: Земля постоянно дрожит (микроземлетрясения, океанские волны, проезжающие грузовики). Чтобы избавиться от этого, зеркала LIGO подвешены на сложнейших многоступенчатых маятниках (активная и пассивная сейсмоизоляция). Это позволяет зеркалам свободно парить в горизонтальной плоскости.

Тепловой шум: Атомы в зеркалах и нитях подвеса хаотично движутся из-за температуры. Это движение может имитировать сигнал. Для борьбы с ним используют сверхчистые материалы и (в будущих детекторах типа KAGRA) криогенное охлаждение.

Квантовый шум: Свет состоит из дискретных фотонов. Их количество, ударяющее в зеркало, флуктуирует (дробовой шум), создавая давление света. Чтобы уменьшить этот эффект, используют мощные лазеры и специальные квантовые состояния света («сжатый свет»).

Рассеяние света: Молекулы газа в трубах могут рассеивать лазерный луч. Поэтому в трубах LIGO поддерживается сверхглубокий вакуум (давление торр). Это один из самых больших объемов вакуума на Земле.

Что мы слышим? Слияния черных дыр

Самые мощные источники гравитационных волн — это катастрофические события с участием компактных объектов: черных дыр и нейтронных звезд.

Процесс слияния проходит три стадии:

Inspiral (Сближение): Объекты вращаются друг вокруг друга, теряя энергию на излучение гравитационных волн. Орбита сжимается, частота вращения растет.

Merger (Слияние): Самый бурный момент. Горизонты событий объединяются, амплитуда волн достигает пика.

Ringdown (Звон): Образовавшаяся новая черная дыра «дрожит», сбрасывая неровности в виде последних волн, и успокаивается.

Если перевести частоту гравитационных волн в звуковой диапазон, этот сигнал звучит как «чирп» (chirp) — короткий звук, повышающийся по тону: «вуууу-УП!». Именно этот звук услышали ученые 14 сентября 2015 года (событие GW150914), впервые доказав существование гравитационных волн.

Многоканальная астрономия: GW170817

В прошлой лекции мы говорили о многоканальной астрономии. Гравитационные волны стали ее важнейшим элементом.

В 2017 году детекторы LIGO и Virgo зарегистрировали слияние не черных дыр, а нейтронных звезд (событие GW170817). Спустя 1.7 секунды космические телескопы Fermi и INTEGRAL увидели гамма-всплеск в том же районе неба. Позже оптические телескопы нашли там вспышку килоновой — процесс рождения золота и платины.

Это событие стало «Розеттским камнем» астрофизики, связав воедино гравитацию, свет и ядерную физику.

Заключение

Гравитационно-волновая астрономия — это наука будущего. Мы только научились «слышать» Вселенную. Сейчас мы строим планы на космические интерферометры (LISA), которые будут иметь плечи длиной в миллионы километров и смогут слышать слияния сверхмассивных черных дыр в центрах галактик.

На этом мы завершаем блок, посвященный инструментам. У нас есть данные: фотографии, спектры, списки фотонов, нейтринные треки и гравитационные волноформы. Но сами по себе эти данные — просто набор чисел. В следующем разделе курса мы займемся анализом данных: как очистить сигнал от шума, как построить модель и как доказать, что ваше открытие — не ошибка статистики.