На настоящий момент проект LIGO достиг своей проектной чувствительности – примерно 10>–21 на частоте около 100 Гц. Это соответствует сигналу от двух сталкивающихся черных дыр с кинетической энергией порядка М>⊙c>2 (М>⊙ – масса Солнца) и расстоянием от наземной антенны до места столкновения 30 Мпк (100 млн световых лет). Сигнала не было зафиксировано. Но вспомним, что прогноз на частоту таких событий в одной галактике крайне пессимистичен – одно событие в миллион лет, а грубая оценка показывает, что наблюдается несколько тысяч галактик.
Однако существующий проект LIGO находится в стадии существенного технического усовершенствования, названного Advanced LIGO («продвинутый» LIGO). Его чувствительность должна быть до 10 раз выше существующей. В результате новая модификация LIGO даст возможность «чувствовать» источники гравитационных волн на расстояниях в 10 раз больших, т. е. в объеме Вселенной в 1000 раз большем, чем это позволяют современные интерферометры LIGO. Число наблюдаемых галактик должно по всем оценкам превысить миллион! Вспомним, что частота слияния компактных звезд или черных дыр оценивается в одно событие в миллион лет на галактику. На этом основании многие ученые высказывают мнение, что сигнал должен быть зарегистрированы в течение года после запуска Advanced LIGO, запланированного на 2014 год.
Как детектировать сигнал от локализованных источников, более или менее ясно. Особый подход требуется для детектирования реликтового гравитационно-волнового фона, который представляет собой стохастическое излучение. Он сводится к известной задаче обнаружения «одного шума на фоне другого шума», которая имеет решение при отличии их законов распределения. Но, как предполагается, и реликтовый гравитационный фон, и собственный шум гравитационной антенны имеют одинаковый (!) гауссовый закон распределения. Поэтому остается единственная возможность – измерять взаимную функцию соответствия выходных сигналов двух совершенно одинаковых гравитационных детекторов.
Приходящий из космоса «сигнальный шум» для обеих антенн будет одинаковым по всем параметрам. Поэтому он должен оставаться на выходе и накапливаться со временем. А собственные шумы антенн, наоборот, независимы, так что их взаимная корреляция должна обнулить. Расчеты показывают, что чувствительности антенн должно хватить, чтобы зарегистрировать вариации метрического фона ~ 10>–24 за время наблюдения равное одному году. Но это при условии, что два приемника находятся в одном месте (для полной тождественности «сигнальных шумов»). На практике все антенны, наоборот, разнесены. Этого требует стратегия «алгоритма совпадений», для детектирования «разовых» событий. Самое правильное решение этой проблемы – строительство двух совершенно одинаковых детекторов в одном месте. Это уже сделано на интерферометрической антенне Хэнфорда. Там в одной вакуумной трубе параллельно смонтированы два интерферометра с плечами в 2 и 4 км. Так что, наблюдения активно проводятся.