Тише, чем квантовый предел

Гравитационно-волновые детекторыдетекторы принято описывать через их масштаб, и масштаб действительно впечатляющий: четырехкилометровые плечи интерферометра, сверхвысокий вакуум, мощные лазеры... Лишь при ближайшем рассмотрении можно заметить, что чем дольше работает LIGOLIGO, тем отчётливее становится видно, что решающее значение для чувствительности имеет не только длина плеча или качество вакуума, а нечто значительно менее зрелищное: квантовые свойства самого света, которым ведётся измерение. Рожденный из соотношения неопределенности Гейзенберга, квантовый шум лазера не позволяет просто увеличить мощность света, чтобы добиться лучшей чувствительности детектора. Но и его можно подавить, используя квантовые технологии. Михаил Коробко, Ph.D. по оптическим наукам, старший научный сотрудник Гамбургского университета и председатель рабочей группы по квантовым шумам в коллаборации LIGO, занимается именно этим вопросом: как перераспределить квантовую неопределённость так, чтобы она перестала мешать важным исследованиям. Технология, которая это позволяет делать, называется сжатым светом, и за последние шесть лет она из лабораторного эксперимента превратилась в обязательную часть работы детектора. Почему свет шумит Лазерный луч состоит из фотонов — элементарных квантов света. Когда он она падает на фотодетектор, каждый фотон создает электроны — электрический ток, который можно измерить. Казалось бы, для стабильного лазера этот поток должен быть равномерным, но это не так: из-за квантовых свойств света количество фотонов в каждый конкретный момент слегка флуктуирует, то немного больше, то немного меньше. Соответственно, и электрический ток в детекторе тоже флуктуирует. Эти флуктуации называют дробовым шумом — по аналогии с тем, как дробинки в ведре производят при падении случайный шум, а не равномерный звук. Квантовая механика описывает этот процесс через соотношение неопределённости Гейзенберга. Применительно к свету оно утверждает, что амплитуда и фаза волны не могут быть одновременно известны с произвольной точностью: чем точнее мы знаем одно, тем неопределённее становится другое. Амплитуда определяет интенсивность, яркость волны, а фаза — это положение гребня и впадины волны в данный момент времени. Обычный лазерный свет, который физики называют когерентным, имеет равномерно распределённую неопределённость между этими двумя параметрами: обе «половины» неопределённости одинаковы и задают некий минимальный уровень шума, ниже которого у такого света просто нет способа опуститься. Михаил Коробко также упоминает «стандартный квантовый предел» — границу, которую не может пересечь ни один классический прибор и для преодоления которого нужны квантовые корреляции. Свет с частотно-зависимым сжатием позволяет этого достичь, и LIGO этот предел как раз преодолела несколько лет назад. Сжатый свет — это свет, в котором неопределённость между амплитудой и фазой перераспределена неравномерно. Можно уменьшить неопределённость по фазе, но тогда вырастет неопределённость по амплитуде, и наоборот. Само соотношение неопределённости при этом не нарушается — соотношение Гейзенберга остаётся в силе. Физики научились контролировать, в каком именно параметре нужна максимальная точность, и «сжимать» шум именно там. Для интерферометров, измеряющих фазу, это даёт прямой выигрыш в чувствительности: дробовой шум уменьшается, прибор становится точнее при той же самой мощности лазера. Сжатый свет нужен в ситуациях, где мощность нельзя наращивать произвольно, что обычно позволило бы увеличить чувствительность. Медицинская диагностика клеточных структур, где доза лазерного излучения строго ограничена, или крупные интерферометры, где внутри уже циркулирует почти мегаватт мощности и дальнейшее увеличение создаёт технические проблемы, — во всех этих случаях сжатый свет позволяет получить лучшее соотношение сигнал–шум без добавления большего света. Два квантовых предела в одном детекторе Детекторы гравитационных волн, однако, устроены таким образом, что простого сжатия по фазе недостаточно, и здесь мы заходим на территорию особенно интересных физических заков. Дробовой шум — то есть флуктуации числа фотонов, мешающие точному измерению фазы, — это лишь один из двух квантовых шумов, с которыми сталкивается LIGO. Второй называется шумом радиационного давления. Фотоны, отражаясь от зеркал интерферометра, передают им импульс — это и есть то самое световое давление, о котором писал ещё Лебедев больше ста лет назад и которое было подтверждено им экспериментально. Но если поток фотонов немного шумит — то есть их число в каждый момент чуть-чуть случайно отклоняется от среднего, — то и сила давления на зеркало тоже шумит. Зеркало под действием этого случайного давления совершает крошечные, но ненулевые движения, и эти движения в итоге регистрируются тем же самым светом и приходят на детектор как дополнительный шум. Дробовой шум и шум радиационного давления ведут себя по-разному в частотном спектре. Дробовой шум одинаков на всех частотах — это так называемый белый шум. Шум радиационного давления, напротив, сильнее проявляется на низких частотах: зеркало, даже достаточно массивное, успевает отреагировать на шумящую силу тогда, когда она действует достаточно долго, то есть именно на низких частотах. На высоких частотах зеркало просто не успевает сдвинуться за один период колебания, и этот шум там незаметен. Таким образом, любой интерферометр сталкивается с двумя разными квантовыми препятствиями на разных участках частотного диапазона: на высоких частотах его ограничивает дробовой шум (связанный с фазовой неопределённостью), на низких — шум радиационного давления (связанный с амплитудной неопределённостью). И вот здесь возникает проблема: если мы сожмём свет по фазе, снизив дробовой шум на высоких частотах, мы автоматически увеличим неопределённость по амплитуде и ухудшим шум радиационного давления на низких. Выигрывая в одном, мы проигрываем в другом. Почему мощный лазер не решает всё Возникает естественный вопрос: если точность измерения зависит от количества фотонов, почему бы просто не использовать более мощный лазер? Ответ двухуровневый, и оба уровня важны. Первый уровень — технический. LIGO уже работает с огромными мощностями: внутри оптического резонатора интерферометра циркулирует около мегаватта мощности. Это достигается за счёт того, что луч многократно отражается внутри плеча, накапливая энергию. Дальнейшее наращивание мощности требует зеркал с ещё более совершенным покрытием, более стабильного лазера, более сложной системы управления — и всё равно существуют технические барьеры, которые не позволяют просто взять и удвоить или утроить мощность без принципиального переосмысления конструкции. Второй уровень — фундаментальный. Увеличение мощности помогает с дробовым шумом, но одновременно ухудшает шум радиационного давления: больше фотонов давит на зеркало интенсивнее, и флуктуации этого давления растут. На практике это означает, что для нынешней конфигурации LIGO, если бы мощность резко увеличили в десять раз, шум радиационного давления на низких частотах полностью убил бы чувствительность детектора в этом диапазоне — то есть весь выигрыш от более яркого лазера был бы перекрыт потерей чувствительности в другой части спектра. Это не значит, что мощность лазера больше нельзя наращивать. Для следующего поколения детекторов, например, Телескопа Эйнштейна, планируется увеличить мощность примерно в три-четыре раза по сравнению с нынешним LIGO, но одновременно увеличить массу зеркал в восемь-десять раз. Физика здесь простая: шум радиационного давления создаёт силу, но сила — это ещё не смещение. Смещение пропорционально силе, делённой на массу. Если масса зеркала вырастет в десять раз, а сила — только в четыре, результирующее смещение от шумящего радиационного давления уменьшится. Так мощность и масса балансируют друг друга, не позволяя квантовым шумам выйти из-под контроля. В рамках этой стратегии сжатый свет остаётся центральной технологией, поскольку он обеспечивает ту дополнительную чувствительность, которую не могут дать ни мощность лазера, ни размер плеча. Как это ограничение обходят: частотно-зависимое сжатие Для решения этой проблемы была разработана технология, которую называют частотно-зависимым сжатием света. Если не выбирать между сжатием по фазе или по амплитуде, можно делать разное на разных частотах. На высоких частотах — сжимать фазу, снижая дробовой шум, а на низких — сжимать амплитуду, снижая шум радиационного давления. На промежуточных частотах — использовать некоторую плавную комбинацию двух режимов. Технически это реализуется через специальный оптический резонатор — своего рода фильтр, который поворачивает «квадратуру сжатия», то есть направление, вдоль которого неопределённость уменьшена, в зависимости от частоты. Получается, что источник сжатого света подаёт на вход интерферометра не просто свет с равномерно уменьшенным шумом, а свет с умным распределением шума: там, где нужна точность по фазе, она есть, там, где нужна точность по амплитуде, — тоже есть. Соотношение Гейзенберга при этом не нарушается ни на одной отдельно взятой частоте: всегда есть параметр, в котором неопределённость выросла. Но этот избыточный шум оказывается «спрятан» от измерения и не мешает детектировать гравитационные волны. Поэтому Коробко и говорит, что при таком подходе мы «обманываем Гейзенберга» — не в буквальном смысле нарушаем его принцип, а используем частотную зависимость системы настолько тонко, что квантовый шум на всех важных частотах оказывается уменьшен одновременно. Использование оптического резонатора выгодно отличается от простого сжатия, где выигрыш на одних частотах неизбежно сопровождается проигрышем на других. История, которая началась как запасной план Интересная деталь в истории LIGO состоит в том, что сжатый свет изначально не планировался как часть основного дизайна. На ранних этапах предполагалось, что достаточно будет достаточно мощного лазера, и вся работа по квантовой оптике воспринималась как дальняя перспектива. Только в процессе строительства и первых научных прогонов выяснилось, что достичь плановой мощности внутри резонатора не удаётся: встретились технические ограничения, которые не позволили выйти на расчётные показатели. В этот момент коллаборация LIGO оказалась перед выбором: либо ждать, пока инженерные проблемы с лазером будут решены, либо найти другой способ компенсировать недостающую чувствительность. Выбрали второй путь — и оказалось, что сжатый свет, к тому времени уже достаточно хорошо изученный в лабораторных условиях, можно встроить в реальный детектор. Это и было сделано. Последние шесть лет все наблюдения LIGO — слияния чёрных дыр, столкновения нейтронных звёзд, весь каталог гравитационно-волновых событий — проводились с включённым сжатым светом. Технология пока не достигла своего предела: нынешний уровень сжатия, по словам Коробко, ещё далёк от того, что понадобится детекторам следующего поколения. Но это важная веха в развитии сжатого света, который перестал быть лабораторным экспериментом и стал частью повседневной работы самого большого в мире научного интерферометра. Телескоп Эйнштейна: квантовая оптика как центральная ставка Следующее поколение детекторов гравитационных волн представлено прежде всего Телескопом Эйнштейна — европейским проектом, который предполагается построить в следующие пятнадцать лет. Его параметры принципиально отличаются от нынешнего LIGO: длина плеча около 10–15 километров (против 4 километров у американского детектора), расположение под землёй на глубине порядка 300 метров, рабочая температура криогенных зеркал около 10 кельвин, масса зеркал в разы больше нынешней. Михаил Коробко руководит в этой коллаборации рабочей группой по дизайну обсерватории и чувствительности, то есть занимается именно тем, как все эти параметры соединить в единую работающую систему. Он также упоминает другой проект — Cosmic Explorer в Штатах, который пока на более ранней стадии планирования, но должен запуститься одновременно с Телескопом Эйнштейна, а еще аналогичные детекторы Virgo в Европе и KAGRA в Японии. Они не настолько чувствительны, как LIGO, но без них (особенно без Virgo) все современные наблюдения были бы гораздо менее качественными. Вернемся к Телескопу Эйнштейна, для которого сжатый свет — базовая часть проектных расчётов. Без него запланированная чувствительность детектора недостижима, несмотря на многократное увеличение длины плеча и мощности лазера. Уровень сжатия, который необходим для телескопа, существенно выше нынешнего, а значит, для него потребуется более совершенное понимание всей цепочки: как квантовые состояния света сохраняются или деградируют по пути через оптическую систему, какие потери возникают на зеркалах и в вакуумных трубах, и как интерферировать сжатый свет с основным лазерным пучком так, чтобы не терять достигнутый выигрыш. Коробко подчёркивает, что несмотря на десятилетия работы со сжатым светом, в этой области до сих пор открываются неожиданные вещи. Система детектора устроена настолько сложно, что одни и те же эффекты, хорошо изученные в настольных экспериментах, ведут себя иначе в детекторе километрового масштаба. Может показаться, будто технология ненадёжна, но она работает достаточно хорошо, с той лишь оговоркой, что физика квантовых состояний в экстремально точных измерительных системах остаётся открытой исследовательской задачей, а не только инженерной проблемой. Что это меняет в гравитационно-волновой астрономии Гравитационно-волновая астрономия — сравнительно молодая дисциплина: первое непосредственное обнаружение гравитационных волн произошло в 2015 году, и с тех пор накоплен каталог из сотен событий, большинство из которых — слияния двух чёрных дыр или чёрной дыры с нейтронной звездой. Детекторы, использующиеся в гравитационно-волновой астрономии, оптимизированы под конкретные события, которые мы и наблюдаем. Хотя слияния более массивных черных дыр, например, происходят на более низких частотах, недоступных нам (поэтому нужны детекторы типа LISALISA). Повышение чувствительности, которое даёт сжатый свет, означает возможность регистрировать события на больших расстояниях, улавливать более слабые сигналы и точнее определять параметры источников: массы объектов, расстояния до них, ориентацию орбитальных плоскостей. Это, в свою очередь, позволяет строить более строгие проверки общей теории относительности — например, сравнивать скорость гравитационных волн и электромагнитного излучения от одного и того же события, как это было сделано при наблюдении слияния нейтронных звёзд в 2017 году. Телескоп Эйнштейна, когда и если будет построен, откроет принципиально новую территорию: он будет чувствителен к частотам ниже 10 герц, которые соответствуют более тяжёлым и далёким объектам, в том числе потенциально к следам космологических процессов в ранней Вселенной. Этот диапазон сейчас практически закрыт для наблюдений, и именно там ожидается наибольший прирост научного знания в следующие два десятилетия. Но всё это возможно только при условии, что квантовые шумы в детекторе будут под контролем. Физика сжатого света, которая на первый взгляд выглядит как узкая техническая дисциплина, оказывается одним из ключевых факторов, определяющих, насколько далеко и насколько точно человечество сможет слушать Вселенную.