Фундаментальная наука сейчас находится на пороге отрытия новой
экспериментальной области -- гравитационно-волновой астрономии.
Уже в 1998 году вступит в действие первая очередь
гравитационно-волновых лазерных интерферометров в США (проект LIGO --
Laser Interferometr),
в Европе (проект VIRGO и GEO) и в Японии (TAMA)
c чувствительностью к относительным
сжатиям и растяжениям порядка 
, и
откроется новый канал информации о Вселенной.
Figure 5.: Проект лазерного интерферометра
LIGO, строящегося в США под Ливингстоном (штат Луизиана)
и в Хэнфорде (штат Вашингтнон) с целью детектирования
гравитационных волн. Лазерный луч направляется по двум перпендикулярным
направлениям (плечам) на концах которых расположены зеркала. После отражения
лучи возвращаются к вершине и смешиваются.
Идея эксперимента крайне проста. Гравитационная волна при прохождении через интерферометор меняет длину его плеч на относительную величину, равную ее амплитуде h :
При изменении длины плеча будет менятся оптический путь лазерного луча, и как следствие, будут меняться условия интерференции и интенсивность света на приемнике.
Например, для американского интерферометра L = 4 км, и следовательно,
он будет способен зарегистрировать смещение зеркал интерферометра
на величину 
см, что в сотни раз меньше размера
ядра атома! Очевидно, чтобы достигнуть такой
беспрецендентной точности, нужно решить целый ряд грандиозных
технических проблем.
Это крайне дорогостоящий проект (например, американский инреферометр потребовал затраты более миллиарда долларов) осуществляется в надежде обнаружить ГВ из космоса, и надежду эту подкрепляют эволюционные расчеты астрофизиков.
Как показал еще Эйнштейн, источником ГВ может быть любое тело, изменяющее свой квадрупольный момент инерции (тело должно быть не круглым!). Более подходящего источника, чем двойные звезды, и придумать трудно. Амплитуда ГВ у источника пропорцональна его гравпотенциалу (фактически, равна гравпотенциалу, выраженному в единицах квадрата скорости света) и падает обратно пропорционально расстоянию:
-- гравитационный радиус сливающихся звезд.
Радиус нейтронных звезд и черных дыр, фактически, порядка
гравитационного, и следовательно:
это и есть их радиус. Частота гравитационной волны равна удвоенной орбитальной частоте.
Первые реальные детекторы смогут регистрировать только высокочастотные ГВ с частотой от 10 до 1000 Гц, а в этом диапазоне можно будет видеть отдельные события, соответствующие последним фазам слияния двойных релятивистских звезд, продолжающимся буквально считанные минуты. При этом дальность обнаружения в единицах расстояния между компонентами двойной по-просту равна обратной чувстительности, помноженной на гравитационный радиус сливающихся звезд:
Таким образом, уже первая очередь детектора будет способна обнаруживать сливающиеся релятивистские звезды солнечной массы на расстоянии 100 Мегапарсек. Вопрос только в том, какова частота таких событий в указанном объеме?
Ясно, что такие процессы заведомо идут
,так как мы видим сейчас двойные НЗ (радиопульсары),
сближающиеся с характерным временем, гораздо меньшим возраста Вселенной.
Сейчас их наблюдается около 10, а их общее число в Галактике оценивается в
10 000. Разделив характерное время слияния 
лет на полное
число, получаем, что, в среднем, одно слияние в Галактике типа нашей
происходит раз в миллион лет. Так как в объеме, ограниченном сотней
мегапарсек, примерно миллион галактик, то следует ожидать нескольких
успешных актов детекирования в год. Именно этой оценкой
руководствовались ученые, начиная строительство ГВ интерферометра.
За последние 10 лет, улучшая с каждым разом точность, с учетом нового понимания эволюции двойных, мы неоднократно пытались оценить частоту слияния нейтронных звезд в галактие типа нашей и все время приходили к выводу, что реальная частота слияний гораздо выше - одно событие в 5000-10000 лет -- в сто раз чаще! Сейчас сходные оценки получены тремя независимыми группами.
Это означает, что первая очередь гравитационно-волновых интерферометров будет регистрировать ГВ всплески каждые несколько дней, -- а это уже не просто обнаружение, а большая наука. (Например, открытие W-бозона состоялось благодаря удачному регистрированию всего лишь нескольких событий в год.) Такая гигантская разница между наблюдательной оценкой и теоретическими расчетами возникает по одной простой причине. Дело в том, что в ходе эволюции, задолго до слияния, многие НЗ по-просту перестают излучать радиоимпульсы, становясь ненаблюдаемыми, и истинное чило двойных нейтронных звезд в сто раз превосходит количество двойных пульсаров.
Опираясь на лучшие астрономические данные о галактиках, специально был проведен популяционный синтез ближайших 50 Мпк Вселенной и смоделирована ожидаемая карта звездного неба в гравитационных волнах с указанием областей, откуда в первую очередь нужно ждать ГВ всплески. Прямое открытие гравитационных волн, обладающих абсолютной проникаемостью, станет не только важнейшим событием всей фундаментальной физики, но уже в первые годы прольет свет на многие нерешенные проблемы теории эволюции звезд. Кстати, вполне вероятно, что здесь "гравиастрономы" могут опередить радиоастрономов в открытии ЧД. Как показывают самые последние расчеты, для широкого спектра эволюционных сценариев, ГВ всплески от слияния двойных ЧД могут приходить на порядок чаще, чем от НЗ!
Figure 6.: Ожидаемая частота слияния двух НЗ
по небу (в единицах событий на год на 1 кв. градус),
построенная в угловых галактических координатах
по распределению барионного вещества в ближайших 50 Мпк
(Липунов, Назин, Панченко, Постнов, Прохоров 1995).