Параллельные
ГЛАВА 9 В поисках эхо-сигналов
жүктеу/скачать 2.89 Mb.
|
- Бұл бет үшін навигация:
- GPS и теория относительности
- Детекторы гравитационных волн
- LIGO — лазерная обсерватория- интерферометр гравитационных волн
- Детектор гравитационных волн LISA LISA
- Линзы и кольца Эйнштейна
| ГЛАВА 9
В поисках эхо-сигналов из одиннадцатого измерения Серьезные заявления требуют серьезных доказательств. Карл Саган Какое бы глубокое впечатление ни производили параллельные вселенные, порталы в другие измерения, да и сами дополнитель- ные высшие измерения, все же требуются неопровержимые доказа- тельства их существования. Как отмечает астроном Кен Кросвелл, «Другие вселенные — словно хмельной напиток дальних стран: о них можно говорить все, что захочешь, безо всякого опровержения, поскольку астрономы их так и не видят». Раньше проверка многих из этих прогнозов считалась безнадежным предприятием в условиях примитивности нашей экспериментальной техники. Однако послед- ние достижения в области компьютерной, лазерной и спутниковой технологий подвели многие из этих теорий соблазнительно близко к экспериментальной проверке. Прямая проверка этих теорий может оказаться чересчур слож- ной, однако косвенная проверка может оказаться в пределах нашей досягаемости. Иногда мы забываем, что астрономия во многом основана на косвенных методах. К примеру, никто никогда не был на Солнце или других звездах, однако же нам известно, из чего состоят звезды, а выяснили мы это при помощи света, испускаемого этими светящимися объектами. Анализируя оптический спектр звездного света, мы узнали, что звезды состоят в основном из водорода и не- которого количества гелия. Подобным образом, никто никогда не видел черной дыры: в сущности, черные дыры невидимы и их нельзя наблюдать непосредственно. Однако мы можем получить косвенное доказательство их существования путем поисков аккреционных дис- ков и вычисления массы этих мертвых звезд. Во всех этих экспериментах мы ведем поиски «эхо-сигналов», исходящих от звезд и черных дыр, с целью определить их природу. Подобным образом и одиннадцатое измерение может находиться вне нашей прямой досягаемости, но новые революционные ин- струменты, имеющиеся в нашем распоряжении, делают реальными потенциальные способы проверки теории инфляционного расшире- ния и теории суперструн. GPS и теория относительности Простейшим примером переворота в исследованиях теории относи- тельности, произведенного спутниками, является Глобальная система навигации и определения положения (англ. Global Positioning System, или GPS), 24 спутника которой беспрерывно вращаются вокруг Земли, испуская точные синхронизированные сигналы, которые позволя- ют определить положение объекта с невероятной точностью. Эта глобальная система стала незаменимым элементом в навигации, торговле, а также при проведении военных действий. Все — от ком- пьютеризованных карт в автомобилях до крылатых ракет — осно- вано на возможности синхронизации сигналов с точностью до 50 миллиардных долей секунды для определения положения объекта на Земле с точностью до 14 метров. Но для того, чтобы обеспечить столь высокую точность, ученым необходимо вычислить небольшие поправки к законам Ньютона согласно теории относительности, которая утверждает, что при движении спутников произойдет не- большое смещение частоты радиоволн^Ч В сущности, если мы неосмотрительно пренебрежем поправками согласно теории от- носительности, то часы на спутниках глобальной системы будут спе- шить на 40 миллионных долей секунды в день и на данные системы полагаться будет нельзя. Таким образом, теория относительности асолютно необходима для торговли и военных. Физику Клиффорду Уиллу как-то довелось провести инструктаж генерала ВВС США на тему необходимых поправок для глобальной системы навигации и определения положения, исходящих из теории относительности Эйнштейна. Позднее Уилл заметил, что теория относительности достигла стадии зрелости, раз уже даже высшие офицеры Пентагона нуждаются в инструктаже по теории относительности. Детекторы гравитационных волн До сих пор все, что известно об астрономии, приходило к нам в фор- мe электромагнитного излучения, будь это звездный свет, радио- или микроволновые сигналы из глубин космоса. Сегодня ученые вводят первое новое средство для научных открытий, а именно гравитацию. «Каждый раз, как мы смотрели на небо по-новому, мы видели новую вселенную», — говорит Гари Сандерс из Калифорнийского техно- логического института, заместитель директора проекта гравитаци- онных волн. Впервые о гравитационных волнах заговорил Эйнштейн в 1916 году. Представьте, что случилось бы, если бы Солнце исчезло, Припоминаете аналогию шара для игры в боулинг, утопающего в ма- трасе? Или еще лучше — в батуте? Если этот шар внезапно убрать, то батут немедленно возвратится в свое первоначальное состояние, что создаст волны, бегущие вовне по батуту. Если шар для боулинга заме- нить Солнцем, то мы увидим, что гравитационные волны движутся с определенной скоростью, а именно со скоростью света. Хотя позднее Эйнштейн нашел точное решение для своих уравнений, допускавших существование гравитационных волн, он отчаялся увидеть при жизни подтверждение своего прогноза, Гравитационные волны чрезвычайно слабы. Даже ударные взрывные волны, образующиеся при столкновениях звезд, недостаточно силь- ны, чтобы их можно было измерить в ходе проводимых в настоящее время экспериментов. Пока что существование волн гравитации подтверждено лишь косвенно. Два физика, Рассел Хале и Джозеф Тейлор мл., выдвинули следующую гипотезу: если изучить двойные звездные системы, в ко- торых вращающиеся звезды движутся одна за другой в космическом пространстве, то окажется, что каждая звезда испускает поток гра- витационных волн, похожих на волны, образующиеся при размеши- вании патоки. При этом орбита обеих звезд постепенно становится все меньше и меньше. Эти ученые изучили смертельную спираль двух нейтронных звезд, постепенно приближающихся друг к другу. Объектом их исследования стала двойная система нейтронных звезд PSR 1913+16, которая находится на расстоянии около 16000 све- товых лет от Земли. Звезды этой системы совершают полный виток одна вокруг другой за 7 часов 45 минут, и в этом процессе в космиче- ское пространство испускаются волны гравитации. Применив теорию Эйнштейна, эти ученые обнаружили, что две рассматриваемые звезды должны сближаться друг с другом на один миллиметр за каждый полный виток. Хотя такое расстояние фантастически мало, в год оно увеличивается почти до метра, в то время как орбита в 700 000 км медленно уменьшается в размерах. Эта новаторская работа показала, что уменьшение орбиты в точ- ности соответствует предсказаниям теории Эйнштейна на основе гравитационных волн. (В сущности, уравнения Эйнштейна предска- зывают, что звезды в конце концов столкнутся через 240 миллионов лет вследствие потери энергии, испускаемой в космос в виде грави- тационных волн.) За свою работу Рассел Хале и Джозеф Тейлор мл. получили Нобелевскую премию по физике в 1993 году. Мы можем также пойти в обратном направлении и использовать этот точный эксперимент, чтобы измерить, насколько точна сама об- щая теория относительности. При проведении вычислений в обрат- ном порядке выясняется, что общая теория относительности верна как минимум на 99,7 %. LIGO — лазерная обсерватория- интерферометр гравитационных волн Чтобы получить полезную информацию о ранней вселенной, не- обходимы прямые наблюдения гравитационных волн. В 2003 году первый действующий детектор гравитационных волн LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory, или лазерная обсервато- рия-интерферометр гравитационных волн) наконец был запущен, реализовав тем самым давнюю мечту прощупать тайны вселенной посредством гравитационных волн. Целью детектора LIGO яв- ляется регистрация космических событий, которые происходят слишком далеко или имеют слишком маленькие масштабы, чтобы их можно было наблюдать при помощи наземных телескопов. Это, скажем, такие события, как столкновения черных дыр или нейтрон- ных звезд. Обсерватория LIGO состоит из двух гигантских лазерных уста- новок, одна из которых расположена в Хэнфорде (штат Вашингтон), а другая в Ливингстоне (штат Луизиана). Каждая из установок снабжена двумя трубами по 4 км длиной каждая, которые образуют гигантскую букву L. Внутри каждой трубы включается лазер. В углу буквы L оба лазерных луча сталкиваются, и происходит интерферен- ция их волн. Обычно в отсутствие каких-либо возмущений две волны синхронизируются и взаимоуничтожаются. Но если в устройство попадает даже малейшая гравиволна, образовавшаяся при столкно- вении черных дыр или нейтронных звезд, то одно плечо уменьшается или увеличивается иным образом, нежели второе. Такого возмуще- ния достаточно, чтобы разрушить хрупкий баланс двух лазерных лучей — они не взаимоуничтожаются, а создают характерную кар- тину интерференции волн, которую можно подвергнуть детальному компьютерному анализу. Чем больше гравитационная волна, тем больше несовпадение между двумя лазерными лучами и тем больше интерференция. Обсерватория LIGO являет собой чудо техники. Поскольку мо- лекулы воздуха могут поглощать свет лазеров, трубку, по которой проходит свет, вакуумируют до давления в одну триллионную часть атмосферы. Каждый детектор занимает около 8,4 м3 пространства, что означает, что в обсерватории LIGO находится самый большой объем искусственного вакуума в мире. Особая чувствительность LIGO объясняется, в частности, конструкцией зеркал, управляемых крошечными магнитами размером с муравья, которых всего шесть. Зеркала так отполированы, что точность их составляет до одной тридцатимиллиардной доли дюйма. «Представьте, что Земля была бы настолько гладкой. Тогда средняя гора возвышалась бы не более, чем на дюйм (ок. 2,5 см)», — говорит Гарилинн Биллингсли, в обя- занности которой входит контроль зеркал. Конструкция этих зеркал настолько тонка, что их можно сдвигать менее чем на микрон, что делает их, вероятно, самыми чувствительными зеркалами в мире. «У большинства инженеров, занимающихся системами контроля и управления, просто отвисает челюсть, когда они слышат о том, что мы пытаемся сделать», — говорит Майкл Цукер, ученый, принимаю- щий участие в проекте LIGO. Поскольку детектор LIGO столь тонко сбалансирован, иногда его работе мешают крошечные вибрации, идущие от самых нежела- тельных источников. К примеру, установку LIGO в Луизиане нельзя запускать днем из-за лесорубов, которые валят деревья в полукило- метре от детектора. (Детектор LIGO настолько чувствителен, что его нельзя было бы запускать в течение дня даже в том случае, если рубка леса проходила бы на расстоянии полутора километров.) Даже ночью вибрации, источником которых являются товарные составы, проходящие в полночь и в шесть часов утра, ограничивают продол- жительность непрерывной работы детектора LIGO. Даже столь слабое явление, как волны, бьющие о берег на рас- стоянии нескольких километров от установки, может повлиять на результаты. Волны океана бьют о берег Северной Америки в среднем каждые шесть секунд, создавая низкий гул, который может быть за- фиксирован лазерами. Частота этого шума настолько низка, что он, в сущности, может распространяться прямо сквозь землю. «Это похоже на рокот, — так комментирует этот шум Цукер. — В сезон ураганов в Луизиане это становится просто кошмаром». Кроме того, на детектор LIGO оказывают влияние приливы, создаваемые гравитацией Луны и Земли, что создает возмущение в несколько мил- лионных долей дюйма. Для того чтобы исключить эти невероятно малые возмущения, инженеры детектора LIGO предприняли чрезвычайные меры для обеспечения изоляции установки. Каждая лазерная система покоит- ся на вершине четырех огромных платформ из нержавеющей стали, расположенных одна поверх другой; каждый уровень разделен рес- сорами для погашения всех вибраций. Каждый оптический инстру- мент снабжен своей собственной системой сейсмической изоляции; цементный пол в 75 сантиметров толщиной не соединен со стенами. Детектор LIGO представляет собой часть интернационального консорциума, в который также входят французско-итальянский детектор под названием VIRGO в Пизе (Италия), японский детек- тоp ТАМА, расположенный за пределами Токио, а также британ- ско-немецкий детектор GEO600 в Ганновере (Германия). В целом, общая стоимость постройки детектора LIGO обойдется в 292 млн долларов (плюс 80 млн долларов на пуско-наладочные работы и мо- дернизацию), что делает его самым дорогим проектом из когда-либо финансировавшихся Национальным научным фондом. Однако, даже несмотря на такую чувствительность детектора, многие ученые признают, что LIGO, возможно, не обладает достаточ- ной чувствительностью для улавливания действительно интересных событий за время своей работы. Следующая модернизация установ- ки, LIGO II, намечается на 2007 год (при условии получения финан- сирования). Если детектор LIGO не уловит гравитационных волн, то смело можно ставить на то, что это получится у LIGO II. Ученый, принимающий участие в проекте LIGO, Кеннет Либбрехт, заявляет, что LIGO II увеличит чувствительность оборудования в тысячу раз: «Вы переходите от [улавливания] одного события раз в 10 лет, что ло- вольно мучительно, к одному событию в три дня, что уже приятно». Чтобы детектор LIGO уловил сигнал от столкновения двух чер- ных дыр (на расстоянии до 300 млн световых лет), ученым пришлось бы ждать от года до тысячи лет. Многие астрономы, возможно, со- мневаются в целесообразности изучения подобных событий при помощи детектора LIGO, если это означает, что свидетелями этого события станут их пра-пра-пра... правнуки. Но как выразился один из участников проекта LIGO Питер Солсон: «Людям нравится решать эти технически сложные задачи подобно тому, как строители средне- вековых соборов продолжали свою работу, зная, что они, возможно, не увидят оконченной церкви. Но если бы не существовало такой большой вероятности увидеть гравитационные волны в течение моей жиизни, то я бы не работал в этой области. Это не просто Нобелевская лихорадка... Характерным отличием нашей работы является степень точности, к которой мы стремимся; если вы работаете таким обра- зом, то вы двигаетесь в правильном направлении». Вероятность об- наружения поистине интересного события в течение нашей жизни будет намного выше при использовании детектора LIGO II. LIGO II, возможно, обнаружит сталкивающиеся черные дыры на расстояниях до 6 миллиардов световых лет с частотой от десяти в день до десяти в год. Однако даже детектор LIGO II не будет обладать достаточной чувствительностью для обнаружения гравитационных волн, ис- пускаемых в момент его создания. Для этого нам придется подождать еще 15-20 лет до запуска космической лазерной антенны-интерфе- рометра LISA. Детектор гравитационных волн LISA LISA (Laser Interferometry Space Antenna, или космическая лазерная антенна-интерферометр) представляет собой следующее поколение детекторов гравитационных волн. В отличие от детектора LIGO он будет базироваться в открытом космосе. Около 2010 года НАСА совместно с Европейским управлением космических исследований планирует запуск трех спутников, которые будут выведены на сол- нечную орбиту на расстоянии почти в 50 млн км от Земли. Три ла- зерных детектора образуют в космосе равносторонний треугольник (со стороной в 5 млн километров). Каждый спутник будет оснащен двумя лазерами, которые обеспечат непрерывный контакт с двумя другими спутниками. Хотя мощность испускаемых лазерами лучей будет составлять всего лишь 0,5 Вт, оптическое оборудование спут- ников настолько чувствительно, что оно сможет улавливать вибра- ции, исходящие от гравитационных волн с точностью до 10~21 (что соответствует смещению на одну сотую размера одного атома). LISA должна уловить гравитационные волны от источников, находящихся на расстоянии до 9 млрд световых лет от нас, охватывая таким обра- зом большую часть видимой вселенной. Антенна-интерферометр LISA будет настолько точна, что, возможно, зафиксирует первоначальные ударные волны самого Большого Взрыва. Это представит нам наиболее точную картину момента сотворения. Если все будет идти по плану^6^, то LISA смо- жет заглянуть в первую триллионную долю секунды после Большого Взрыва, что, вероятно, сделает ее самым мощным инструментом для космологических исследований. Считается, что LISA сможет пред- ставить первые экспериментальные данные относительно точной природы единой теории поля, теории всего. Одной из важных целей антенны-интерферометра LISA явля- ется представление неоспоримого доказательства, «дымящегося ружья» для теории инфляционного расширения вселенной. До сих пop теория инфляции вписывается во все космологические данные (плоскость, флуктуации в космическом фоне и так далее). Но это не означает, что данная теория верна. Чтобы окончательно решить этот вопрос, ученые хотят изучить гравитационные волны, пущенные в самом процессе инфляционного расширения. «Отпечаток пальца» гравитационных волн, образовавшихся в момент Большого Взрыва, должен показать разницу между теорией инфляционного расшире- ния и любой другой конкурирующей теорией. Некоторые ученые, к примеру Кип Торн из Калифорнийского технологического инсти- тута, считают, что LISA сможет установить, является ли правильной хотя бы одна из вариаций струнной теории. Как я уже объяснял в главе 7, согласно теории инфляционного расширения вселенной гравитационные волны, возникающие в результате Большого Взрыва, должны быть довольно интенсивными, чтобы соответствовать стре- мительному, экспоненциальному расширению молодой вселенной; в то время как экпиротическая модель говорит о более медленном расширении, которое сопровождалось более плавными гравитаци- онными волнами. Антенна-интерферометр LISA должна опровер- гнуть различные конкурирующие теории Большого Взрыва, а также Водвергнуть серьезному испытанию струнную теорию. Линзы и кольца Эйнштейна Еще одним мощным средством исследования космоса могут служить гравитационные линзы и «кольца Эйнштейна». Уже в 1801 году берлинскому астроному Иоганну Георгу фон Зольднеру удалось вычислить возможное преломление звездного света солнечной гра- витацией (хотя, поскольку Зольднер использовал исключительно за- коны ньютоновской механики, его результат был ошибочным и вдвое отличался от правильного. Эйнштейн написал: «Половина этого преломления вызвана ньютоновским полем притяжения Солнца, а вторая половина— геометрической трансформацией [«искривле- нием»] пространства, вызываемой Солнцем»). В 1912 году, еще до окончания последней версии общей теории Относительности, Эйнштейн задумывался о возможности исполь- зования этого преломления в качестве «линзы» подобно тому, как стекла ваших очков преломляют свет перед тем, как он достигнет ваших глаз. В 1936 году чешский инженер Руди Мандл написал Эйнштейну письмо, в котором спрашивал, может ли гравитационная линза преломлять свет, исходящий от близлежащей звезды. Ответ был утвердительным, но уловить такое преломление не представля- лось возможным из-за несовершенства технологий того времени. В частности, Эйнштейн понял, что мы бы увидели оптические иллюзии, такие, как двойные изображения самого объекта или кольце- образное искажение света. Свет из очень далекой галактики, проходя, к примеру, мимо нашего Солнца, прошел бы слева и справа от него, прежде чем лучи соединились бы снова и достигли наших глаз. Когда мы вглядываемся в далекие галактики, мы наблюдаем кольцеобразные картины, оптические иллюзии, вызванные действием, которое объяс- няет общая теория относительности. Эйнштейн сделал вывод о том, что было «не много надежды на прямое наблюдение этого явления». В сущности, он написал о том, что эта работа «не имеет большой ценности, но доставляет радость бедняге [Мандлу]». Больше чем через 40 лет, в 1979 году, Деннис Уолш из обсервато- рии Джодрелл-Бэнк получил первое частичное доказательство лин- зирования: он открыл двойной квазар Q0957+561. В 1988 году коль- цо Эйнштейна впервые наблюдалось из источника радиоизлучения MG1131+0456. В 1997 году Космический телескоп Хаббла и сеть радиотелескопов MERLIN в Великобритании при изучении далекой галактики 1938+666 уловили первое кольцо Эйнштейна совершенно правильной формы, что в очередной раз подтвердило теорию велико- го ученого. (Это кольцо совсем крошечное, всего лишь в одну угло- вую секунду, то есть размером с маленькую монетку, наблюдаемую с расстояния в три километра.) Астрономы так описывают восторг, охвативший их при виде этого исторического события: «Сначала кольцо выглядело довольно искусственно и мы подумали, что это какой-то дефект изображения, но потом мы поняли, что перед нами кольцо Эйнштейна совершенно правильной формы!» — сказал Йен Браун из Манчестерского университета. Сегодня кольца Эйнштейна являются важным инструментом в арсенале астрофизиков. В откры- том космосе было обнаружено около 64 двойных, тройных и других кратных квазаров (миражей, вызванных гравитационным линзирова- нием Эйнштейна), что приблизительно составляет пятисотую часть всех известных квазаров. Даже такие невидимые формы вещества, как темное вещество, можно наблюдать при помощи создаваемого ими преломления света. Таким способом можно получить «карты», на которых показано распределение темного вещества во вселенной. Поскольку гравитационное линзирование Эйнштейна преломляет свет больших галактических скоплений скорее в дуги (нежели в кольца), представляется зможным оценить концентрацию темного вещества в этих скоплениях. В 1986 году астрономы Национальной оптической астрономической обсерватории Стэнфордского университета и Обсерватории Пик-дю-Миди во Франции наблюдали первые гигантские галактические дуги. С тех пор было обнаружено около сотни галактических дуг, наиболее впечатляющей из которых является Абель 2218. Линзы Эйнштейна можно также использовать в качестве объеквного метода измерения количества массивных компактных объектов гало (МАСНО) во вселенной (которые состоят из обычного щества, такого, как мертвые звезды, коричневые карлики и пылевые блака). В 1986 году Богдан Пачински из Принстона понял, что в кучае, если массивные компактные объекты гало проходят перед здой, они тем самым увеличивают ее яркость и создают второе ее ображение. В начале 1990-х годов несколько групп ученых (в частности, французкая группа EROS, американо-австралийская группа МАСНО и польско-американская группа OGLE) воспользовались этим ме- тодом для изучения центра Галактики Млечный Путь и обнаружили более пятисот микролинзовых событий (этот результат превзошел ожидания, поскольку некоторое количество этого вещества состояло из звезд с малой массой и неистинных массивных компактных объ- ектов гало). Этот же метод может применяться для обнаружения экс- трасолнечных планет, вращающихся вокруг других звезд. Поскольку планета оказывала бы очень малое, но измеримое гравитационное воздействие на свет материнской звезды, линзирование Эйнштейна принципе могло бы их обнаружить. При помощи этого метода уже было выявлено небольшое количество кандидатов в экстрасолнечные планеты, некоторые из них располагаются у центра Млечного Пути. При помощи линз Эйнштейна можно измерить даже постоянную Хаббла и космологическую константу. Постоянная Хаббла изме- ряется путем тщательного наблюдения. Квазары становятся ярче и тускнеют с течением времени. Можно было бы ожидать, что двойные квазары, будучи изображениями одного и того же объекта, мерцали бы в унисон. Используя имеющиеся данные о распределении веще- ства во вселенной, астрономы могут вычислить долю задержки во времени, потребовавшемся свету, чтобы достичь Земли. Измерив от- ставание во времени, когда двойные квазары становятся ярче, можно определить, на каком расстоянии от Земли они находятся. Зная же их красное смещение, можно вычислить постоянную Хаббла. (Именно такой метод был использован применительно к квазару Q0957+561, расстояние до которого оказалось равно приблизительно 14 млрд световых лет от Земли. С тех пор постоянная Хаббла была опреде- лена путем изучения семи других квазаров. В пределах погрешности полученные при таком изучении результаты совпали с уже имеющи- мися данными. Интересным отличием этого метода является то, что он совершенно не зависит от яркости звезд (таких, как цефеиды и сверхновые типа 1а), что подчеркивает объективность полученных результатов.) Этим способом можно измерить и космологическую константу, в которой, возможно, заключен ключ к будущему нашей вселенной. Такой способ вычисления немного неточен, но в принципе, результаты совпадают с данными, полученными при применении других методов. Поскольку миллиарды лет тому назад суммарный объем вселенной был меньше, вероятность обнаружения квазаров, образующих линзу Эйнштейна, в прошлом также была большей. Таким образом, опреде- лив количество двойных квазаров на различных этапах эволюции вселенной, можно вычислить приблизительный объем вселенной, а отсюда — космологическую константу, которая движет расширени- ем вселенной. В 1998 году астрономы из Гарвард- Смитсоновского астрофизического центра осуществили первое приблизительное вычисление космологической константы и пришли к выводу, что она, вероятно, составляет не более 62 % от суммарного содержимого ве- щества/энергии вселенной. (Действительный результат, полученный при помощи спутника WMAP, составляет 73 %.) жүктеу/скачать 2.89 Mb. Достарыңызбен бөлісу:
|