Следующие три десятилетия команды программистов продолжали безуспешно работать над моделированием двойных систем. Дело двигалось, но, как вспоминал Франс Преториус, релятивист из Принстонского университета, «простые подходы не срабатывали, никто точно не знал почему, люди пытались что-то нащупать в темноте. Дело осложнялось недостатком вычислительных ресурсов, которые требовались для решения задачи в полной форме». В 1990-х проблема столкновения черных дыр считалась в США одной из фундаментальных задач вычислительной физики, и различным группам выделялись миллионы долларов на покупку суперкомпьютеров и запуск их программ. Время от времени там наблюдались улучшения, и результаты немного двигались вперед, пока снова не возникала ошибка. В итоге родилась отдельная область знаний — численные методы в общей теории относительности.
Моделирование столкновения черных дыр является знаковой для уравнений Эйнштейна работой, такой же сложной, неблагодарной и тяжелой, как регистрация гравитационных волн. Молодые релятивисты втягиваются в поиск компьютерного решения и тратят свою — часто недолгую — карьеру на небольшое улучшение уже имеющихся результатов. Все напоминает невероятно сложную компьютерную игру, часто ведущуюся на свой страх и риск, без промежуточных наград, пройденных уровней и триумфальных побед.
Для некоторых общая теория относительности стала равнозначна численным методам. Группа, занимающаяся общей теорией относительности, считалась неполной без одного или нескольких релятивистов, занятых решением проблемы столкновения черных дыр с прицелом на поиск гравитационных волн. Проводились конференции и встречи, на которых каждый желающий мог продемонстрировать новые приемы, схемы и графики. Но уравнения не поддавались. А без формы сигнала, найденной при моделировании двойных систем, не было надежды на их обнаружение с помощью детекторов.
Вспоминая эти мрачные времена, Преториус сказал: «Была большая вероятность, что задача окажется достаточно сложной и к моменту ввода в эксплуатацию [детектора гравитационных волн] она решена не будет». Экспериментальные данные могли начать накапливаться до того, как компьютерная модель даст приемлемый прогноз.
Но у битвы за численное решение уравнений Эйнштейна была и вторая сторона, оказавшая неожиданное влияние на весь мир. В конце 1970-х и начале 1980-х Ларри Смарр разработал еще более сложные программы и пытался их запускать на самых мощных компьютерах, к которым удавалось получить доступ. Работающий в США Смарр обнаружил, что многие из его программ работают в Германии, и был крайне разочарован отсутствием возможности запускать их в Штатах. К середине 1980-х Смарр успешно убедил правительство США в необходимости финансировать сеть суперкомпьютерных центров для обслуживания всех отраслей науки, нуждающихся в «обработке данных». В конечном итоге он возглавил один из этих новых центров, Национальный центр суперкомпьютерных приложений в штате Иллинойс. Именно его исследовательская группа в 1990-х годах выпустила первый веб-браузер с графическим интерфейсом, который назывался Mosaic и позволял визуализировать данные на удаленных узлах Интернета. Вот так, в самый разгар битвы с черными дырами численные методы общей теории относительности внесли свой вклад в интернет-культуру, ставшую неотъемлемой частью нашей жизни.
Пока осваивающие численные методы релятивисты топтались на месте, полным ходом велась работа над эффективным инструментарием для фиксации гравитационных волн. На этот раз здесь не было места фальшивым открытиям, превосходящим возможности аппаратуры, — эпоха Вебера ушла в прошлое. Предпочтительным устройством стал интерферометр, но к нему предъявлялись чрезмерные требования. Лазерные лучи должны были проходить достаточно большую дистанцию, чтобы интерференционный узор позволял распознать даже мельчайшие отклонения, обусловленные гравитационными волнами. Однако в интерферометре длиной в километр лазерный луч скакал в разные стороны, более сотни раз отражаясь от прикрепленных к грузам зеркал. Зеркала требовались идеально гладкие и идеально ровные. При этом ожидавшееся отклонение было крошечным. Вспышка гравитационных волн, рождающаяся при слиянии двойной системы, привела бы к отклонению в долю ширины протона.
Построить полнофункциональные интерферометры, которые могли бы достоверно регистрировать приходящие из космоса гравитационные волны, было практически невозможно. Лазерный луч должен был проходить километры, не отклоняясь даже на ширину атома. Оборудование следовало как бы подвесить в воздухе, защитив от всех повседневных шумов, снабдив совершенными зеркалами и ультрасовременными средствами обработки сигналов, способными выделять даже неуловимые отклонения. При этом нужно было экранировать всю систему от приливов, способных сместить грузы на долю миллиметра, грохота грузовиков на дорогах и вибраций электросети.
Требовалась идеальная во всех отношениях и очень большая система. Размер и стоимость интерферометров, пригодных для исследований гравитационных волн, ограничивали возможность их создания. В Европе объединенными силами Великобритании и Германии был построен гравитационный телескоп с длиной канала 600 метров. Расположенный в немецком городе Зарштедте, он получил имя GEO600. Намного больший аппарат, названный Virgo в честь включающего в себя тысячи галактик скопления Девы, с плечами длиной 3 километра был задуман французами и итальянцами и построен в итальянском городе Кашина. В Японии создали небольшой гравитационный детектор ТАМА с плечами длиной 300 метров.
Образцовым представителем инструментария для интерферометрии гравитационных волн должна была стать лазерно-интерферометрическая гравитационно-волновая обсерватория (Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory, LIGO). Изначально проект был предложен двумя экспериментаторами — Райнером Вайсом из Массачусетского технологического института и Рональдом Дривером из Калтеха — и теоретиком Кипом Торном. Задуманная в начале 1970-х, обсерватория LIGO имеет сложную историю.
Здесь должен был находиться, без сомнения, самый большой из интерферометров. На самом деле это было даже два интерферометра, один из которых должен был находиться в Хэнфорде, штат Вашингтон, а второй в Ливингстоне, штат Луизиана. Такое расстояние между аппаратурой позволяло исключить результаты, обусловленные локальными шумами, землетрясениями и дорожным движением. Объединив усилия с еще одним детектором, например GEO600, можно было определить направление источника гравитационных волн, и это была бы настоящая обсерватория, надежный телескоп. Но пока никто точно не знал, что нужно измерять и достаточно ли имеющейся чувствительности инструментов. LIGO предполагалось строить в два этапа. Во-первых, требовалось создать «опытно-экспериментальную установку», гигантский прототип, работающий так, как хотели релятивисты и экспериментаторы. На это строительство отводилось более десяти лет. Только потом можно было усовершенствовать LIGO и приступить к поиску интересных данных. Это были долгосрочные проекты, но последствия в случае, если бы LIGO действительно зарегистрировала гравитационные волны, были бы грандиозными. Мы бы совершенно по-новому взглянули на Вселенную, не используя световые волны, радиоволны или любой другой традиционный подход. Кроме того, возник бы новый взгляд на общую теорию относительности Эйнштейна, потому что хотя большинство верило в существование гравитационных волн, непосредственно их пока не наблюдали. Обнаружение гравитационных волн в обсерватории LIGO встало бы в один ряд с открытием электрона, протона и нейтрона в начале XX века. Эксперимент гарантированно получил бы Нобелевскую премию.
