Эти два свойства лазерного луча можно использовать для распознавания минимальных перемещений объектов под действием гравитационных волн. Порядок действий является следующим. Нужно подвесить два массивных объекта на некотором расстоянии друг от друга и каждый из них осветить лазером. Отражаемые объектами лучи начнут интерферировать друг с другом, образуя узоры в зависимости от длины волны и пройденного расстояния. Интерференционная картинка изменится даже при минимальном смещении одного из объектов. Следя за этой картинкой, можно обнаружить микроскопические перемещения, вызванные гравитационными волнами. Точность и достоверность такого эксперимента будут намного выше, чем при работе с детекторами Вебера.

Лазерная интерферометрия подразумевает совершенно новый, по крайней мере для релятивистов, способ заниматься наукой. Обычно работа над теорией относительности велась с карандашом и бумагой, а эксперименты ставились очень редко. Существовало несколько лабораторных установок, но сотрудничество между университетами и институтами было весьма скромным. Ничего общего с физикой элементарных частиц и ядерной физикой с их гигантскими ускорителями и реакторами. Но теперь требовалась новая культура, подразумевающая трату десятков и даже сотен миллионов долларов на экспериментальные установки. На смену группам из нескольких человек шли организации с сотней ученых и технических специалистов.

На этот раз все следовало сделать правильно. Исследователи уже знали, что они хотят найти. Было понятно, что гравитационные волны должны исходить от объекта, раздвигающего границы теории. Пульсары Халса и Тейлора выглядели вполне безобидно — просто две компактные звезды, вращающиеся вокруг общего центра. Однако создавалось впечатление, что они вполне в состоянии испускать волны в таком количестве, которого достаточно для уменьшения энергии, поддерживающей их орбиты. Нейтронные звезды находятся практически на грани взрыва и в достаточной мере искажают пространство и время, чтобы высветить теорию Эйнштейна во всем ее блеске.

Одним из возможных источников множества гравитационных волн является сверхновая. Сверхновыми называют взрывающиеся звезды, которые на несколько секунд начинают светиться ярче, чем миллиарды звезд в галактике вместе взятые, а потом превращаются в нейтронные звезды или черные дыры. Сверхновая в любой момент своего существования является самым ярким объектом на небе. Так как она является сильным источником электромагнитных волн, астрофизики предположили, что ее энергии может хватить на то, чтобы завязать в узел и встряхнуть пространство-время, породив множество гравитационных волн. В 1987 году сверхновая вспыхнула в Большом Магеллановом облаке, находящемся на расстоянии примерно 160 000 световых лет от Земли. Ее можно было наблюдать через обычные телескопы. Ко всеобщему стыду, ни один из детекторов, пытающихся зафиксировать гравитационные волны, в тот момент запущен не был. Исключая детекторы Джо Вебера. Он заявил, что кое-что обнаружил, но, как обычно, был проигнорирован.

К сожалению, сверхновые слишком непредсказуемы, и хотя при гигантском взрыве может действительно выделяться огромное количество энергии, к моменту, когда гравитационные волны достигают установленных на Земле детекторов, они превращаются в слабый всплеск. Их легко спутать со случайной шумовой помехой, повлиявшей на показания инструмента. Нет, тут требовался чистый сигнал, пусть даже слабый, но с определенными, хорошо известными очертаниями и формой, бросающийся в глаза, как знакомое лицо в толпе.

Предпосылки к успеху были. Сигнал от гравитационной волны обнаруженных Халсом и Тейлором нейтронных звезд в принципе можно было рассчитать с точностью, достаточной для последующего исследования. В отличие от беспорядочного набора волн, возникающих в момент взрыва, сигнал от гравитационной волны должен быть регулярным и периодическим, как сирена, и меняться во времени по мере того, как нейтронные звезды расходуют энергию и приближаются друг к другу. Это должен быть простой сигнал, легко описываемый и, возможно, даже легко регистрируемый.

Но зачем этим ограничиваться? Почему не добиться максимального эффекта? Более сильный сигнал можно получить от нейтронной звезды, которая вращается вокруг черной дыры, постепенно погружаясь в нее, а уж система из двух черных дыр, как ничто другое в теории Эйнштейна, способна деформировать пространство и время. Две черные дыры, вращающиеся по орбитам с общим центром, являются постоянными источниками гравитационных волн. По мере их приближения друг к другу интенсивность этих волн должна повышаться, пока, практически в момент слияния, они не отправят в пространство импульс, а затем пучок гравитационных волн, которые исчезнут после объединения дыр друг с другом. Именно такую форму волны должны отслеживать инструменты: движение по спирали, импульс и ослабление сигнала во времени. Эти так нужные релятивистам двойные системы, как драгоценные камни, скрываются где-то в глубинах космоса. Их-то и должен был обнаружить детектор гравитационных волн.

Задача казалась простой — следить за приближающимися друг к другу по спирали нейтронными звездами и черными дырами. Однако какого-то важного информационного фрагмента здесь не хватало. Что должен был увидеть детектор гравитационных волн? Как, достигнув аппаратуры, будут выглядеть движение по спирали, импульс и ослабление? Наблюдателям — новому поколению гравитационно-волновых астрономов — нужно было точно знать, какого сигнала они ожидают. Именно это точное знание позволило бы выделить сигнал из шума, неизменно загрязняющего данные. Для ответа на этот вопрос следовало вернуться к старинной проблеме — к решению уравнений Эйнштейна. На этот раз требовалось точное математическое решение, описывающее вид гравитационных волн. Многолетние попытки борьбы с этими уравнениями окончились ничем. Осталось применить для этого мощный компьютер и посмотреть, что произойдет при коллапсе двух черных дыр, вращающихся по орбитам с общим центром.

Чарльз Мизнер, один из учеников Джона Уиллера, еще в 1957 году на конференции в Чапел-Хилл предупреждал о коварстве этих уравнений. В попытках распутать этот жуткий нелинейный клубок, оставленный в наследство Эйнштейном, нужно было проявлять большую осторожность, потому что, по словам Мизнера, было всего два возможных исхода: «либо программист застрелится, либо компьютер взорвется». В итоге случилось второе. В 1964 году, когда один из бывших учеников Уиллера Роберт Линдквист попытался провести компьютерное моделирование, в программе возникла критическая ошибка. По мере приближения черных дыр друг к другу ошибки в решении нарастали, и очень быстро компьютер начал выдавать мусорные данные — с ним случилось числовое недержание. Ошибки были столь труднопреодолимыми, что Линдквист предпочел отступить.

В 1970-х попытку с помощью компьютера понять, что происходит при столкновении двух черных дыр, предпринял Брайс Девитт. Квантовая гравитация всегда была его страстью, а во время работы с Эдвардом Теллером в рамках проекта по созданию бомбы в Ливерморской национальной лаборатории имени Лоуренса в Калифорнии он научился моделировать на компьютере сложные уравнения. В Техасе он поставил перед своим учеником Ларри Смарром задачу рассчитать, какова величина гравитационного излучения, возникающего после столкновения двух черных дыр. Написанную программу запустили на большом компьютере Техасского университета и смогли приблизительно представить себе, на что может быть похожа гравитационная волна. Затем снова возникла критическая ошибка, и пошел поток бессмысленной информации. Это был проблеск волны, но слишком слабый, чтобы им можно было воспользоваться. Сингулярности пространства-времени подняли свои уродливые головы и уничтожили результат.