Чтобы добраться до сути темной энергии, было также запущено несколько новых проектов. Один из наиболее интересных среди них, “Обзор темной энергии” (DES – Dark Energy Survey), начал собирать данные пару лет назад[63]. В основе эксперимента – широкоугольная цифровая фотокамера, которая, благодаря присоединенному к ней телескопу, позволяет наблюдать одновременно много далеких галактик и следить за их движением. Эта новейшая камера на 570 мегапикселей снабжена десятками связанных друг с другом сенсоров, наиболее чувствительных к градациям красного цвета, который играет самую важную роль при визуализации наиболее удаленных галактик. Чтобы исключить всякие возмущения при восстановлении изображений, камера работает в вакууме и при температуре –100 °C, а в системе восстановления изображений используется подавление шумов. Камера располагается в фокальной плоскости телескопа-рефлектора с четырехметровым зеркалом, который находится в Андах на горе Серро-Тололо, на высоте 2 200 метров над уровнем моря, в 460 километрах к северу от Сантьяго‑де-Чили. Тамошние условия почти идеальны для того, чтобы время от времени наблюдать небольшой участок неба, реконструируя изображения тысяч находящихся там галактик. За пять лет наблюдений предполагается изучить триста миллионов галактик, расположенных в миллиардах световых лет от нас[64]. Эпоха точных измерений темной энергии уже началась.

Понять секреты далеких катастроф

И вот наконец мы добрались до краеугольного камня всех наших проблем: нам надо понять, что из себя представляет самое очевидное, но и самое неуловимое из всех взаимодействий – гравитация. Столетия спустя после Галилея и Ньютона поколения физиков не перестают задаваться вопросами об этой столь привычной для нас всех силе и о роли, сыгранной ею в первые мгновения жизни Вселенной. Гравитация до сих пор, причем весьма успешно, уворачивается от любых попыток применить к ней те же правила, которые позволили разобраться со всеми другими взаимодействиями: квант этого взаимодействия, гравитон, остается таинственной частицей; никому все еще не удалось ни зарегистрировать гравитационные волны, ни построить убедительной теории квантовой гравитации. Но прогресс в этой области идет быстро, так что великие открытия не заставят себя ждать.

Эксперименты по прямой регистрации гравитационных волн уже достигли весьма высокого уровня зрелости – в особенности с тех пор, как в игру вступили большие интерферометры. Гравитационные волны – это легкая рябь в пространстве-времени, предсказанная общей теорией относительности, но она до сих пор оказывалась настолько слабой, что все попытки ее обнаружить оставались безуспешными. Непрямые свидетельства гравитационного излучения были получены при наблюдении сжатия орбит некоторых пульсаров в двойных звездных системах. Пульсары – это исключительно компактные космические объекты, размером в несколько десятков километров, но при этом обладающие массой до двух солнечных. Это звезды с очень сильным магнитным полем, вращающиеся с совершенно невообразимой угловой скоростью, из‑за чего с их полюсов излучаются электромагнитные импульсы (отсюда и их название Pulsar – сокращение от Pulsating Radio Star[65]). Когда две нейтронные звезды образуют двойную звездную систему, обе они начинают стремительно обращаться по эллиптическим орбитам вокруг центра масс системы; в этих условиях, как предсказывает общая теория относительности, часть их орбитальной энергии излучается в виде гравитационных волн. А уменьшение орбитальной энергии означает, что орбита со временем сжимается. Это явление продемонстрировали наблюдения, выполненные впервые Расселом Халсом и Джозефом Тейлором, когда они работали на огромном радиотелескопе Обсерватории Аресибо в Пуэрто-Рико и изучали, что происходит с пульсаром В1913+16. За это свое открытие они были удостоены Нобелевской премии 1993 года.

С этого момента прямая регистрация гравитационных волн стала приоритетной задачей, увлекающей сотни ученых и притягивающей к себе внимание больших исследовательских организаций. Мобилизованные ресурсы позволили соорудить современные инфраструктуры на базе огромных интерферометров.

Принцип работы этих инструментов прост: луч лазера расщепляется на два луча, направляемых перпендикулярно друг другу. Несколько километров каждый из них проходит в глубочайшем вакууме, а потом отражается от зеркала и возвращается назад в том же самом вакууме. Встречаясь, эти два луча складываются в интерференционную картину, чутко реагирующую на малейшую разницу их оптических путей. Если проходит гравитационная волна, возмущение пространства-времени приводит к удлинению одного плеча и укорочению другого, и из этой крошечной разницы рождается сигнал.

Инструменты, используемые в исследованиях гравитационных волн, относятся к разряду наиболее изощренных изобретений человеческого ума. В настоящее время они способны обнаружить разницу двух оптических путей в 10–19 м, то есть в одну десятитысячную диаметра протона. Столь высокая чувствительность необходима для того, чтобы была хоть какая‑то надежда зарегистрировать сигнал от прохода гравитационной волны.

Явления, способные рождать достаточно заметные гравитационные волны, происходят на очень больших расстояниях от нашей планеты. Если мы воспользуемся аналогией с электромагнитным излучением, то можно сказать, что для гравитационной волны нужно ускоренное движение гравитационного заряда, то есть какой‑то массы. Но гравитация до того слаба, что требуются огромные массы, движущиеся с колоссальным ускорением, – только тогда гравитационная волна окажется достаточно сильной, чтобы оставить сколько‑нибудь заметные сигналы в экспериментальной установке на Земле. Речь идет об отслеживании космических катастроф – вроде взрывов сверхновых, слияния двойных систем нейтронных звезд с образованием черной дыры или о слиянии двух сверхмассивных черных дыр. Теория предсказывает, что на финальной стадии таких явлений излучаются гравитационные волны большой мощности, – но их интенсивность с расстоянием быстро убывает. Однако это гравитационное излучение, хотя и ослабленное, может стать источником обнаруживаемых сигналов в земных интерферометрах, если расстояние излучающих небесных тел не превосходит 100 миллионов световых лет. Чем больше чувствительность инструментов, тем больше радиус слышимости (то есть количество галактик, которые можно одновременно держать под наблюдением), а значит и выше вероятность заметить какое‑то из этих событий, которое позволит воскликнуть: Эврика!

Увеличение чувствительности подразумевает борьбу с шумами. Расстояние между зеркалами непрерывно изменяется по множеству причин, и все эти причины надо контролировать. Подвесы зеркал укреплены на земле, и с какими бы предосторожностями это ни делалось, на их положение влияют мельчайшие сейсмические волны в земной коре. Отдельные исследования проводятся для создания сложных демпфирующих систем, которые были бы способны гасить любые возмущения, передаваемые через атмосферу или почву, каков бы ни был их источник – проезжающий вдали грузовик или пролетающий высоко в небе самолет, шелестящая от ветра листва, бьющиеся о скалы морские волны или течение реки. Кроме того, надо учесть броуновское движение самих зеркал, квантовые флуктуации числа фотонов, испускаемых лазером и отражаемых затем зеркалами, и много других подобных факторов. Необходимы тысячи ухищрений, чтобы удалить все эти возмущения и найти способ слышать только едва различимый шорох, издаваемый гравитационными волнами. Это можно сравнить с поиском глубочайшей тишины, чтобы дать возможность уху уловить