Содержание
линейка точностью в 1/10000 диаметра протона / Хабр
Нобелевская премия по физике за 2017 год ожидаемо досталась Кипу Торну, Райнеру Вайссу и Берри Беришу за экспериментальное обнаружение гравитационных волн на лазерно-интерферометрических приборах LIGO. Этот успех (а обнаружение гравитационных волн (ГВ) от двух сливающихся черных дыр первый раз произошло 14 сентября 2015 года) стал плодом примерно 50-летнего развития техники для детектирования ГВ. В результате этого развития инструмент LIGO обладает леденящими характеристиками, впрочем, никакие человеческие эпитеты не передают уровня прецизионности этой машины.
Лазерно-интерферометрическая гравитационная обсерватория LIGO в Ливингстоне, Луизиана, США.
Сегодня поговорим об инженерном устройстве LIGO. Но прежде — о гравитационных волнах вообще.
Гравитационную волну излучает любая материя, движущаяся с асимметричным ускорением. Для возникновения волны существенной амплитуды необходимы чрезвычайно большая масса излучателя или/и огромные ускорения, так как амплитуда гравитационной волны прямо пропорциональна первой производной ускорения и массе генератора.
Какие-то значимые мощности ГВ-излучения получаются в основном от сливающихся черных дыр и нейтронных звезд, а также во время асимметричных взрывов сверхновых звезд, при этом идеальный вариант — пара черных дыр, вращающихся вокруг друг друга на очень тесной орбите. Для вращающихся пар частота излучаемых гравитационных волн равна удвоенной частоте обращения системы двух тел. Для наиболее часто встречающихся во Вселенной событий, сопровождающихся излучением ГВ, характерны частоты от долей герца до сотен герц, а значит длины волн от от сотен до миллионов километров.
Симуляция излучения гравитационных волн сливающейся парой черных дыр.
Характерный паттерн от двух сливающихся черных дыр — орбита быстро уменьшается из-за излучения момента вращения в виде гравитационных волн и в конце концов они сливаются, оставляя «послезвон» — сброс искажений формы в виде гравитационных волн.
Гравитационно-волновая астрономия — давний предмет вожделения специалистов.
Она позволяет изучать объекты, слабо проявляющие себя в электромагнитном излучении, а значит недоступные современной астрономии. За подробностями советую прочесть “Гравитационно-волновое небо”
Как можно обнаружить гравитационную волну? К сожалению, для этого нет простых способов. В LIGO используется свойство гравитационных волн переодически изменять расстояния между двумя тестовыми массами (и тестовые массы здесь ключевой детектор), только вот изменения эти очень невелики. Если мы раздвинем две тестовые массы, скажем, на километр, то все что мы увидим — колебания расстояния между ними с амплитудой ~ 10-21, т.е. около 1/10000 размера протона, и одной миллиардной размера электронной оболочки атома. Если увеличить линейку до миллиона километров, ситуация кардинально не улучшится (даже если протянуть линейку до Плутона, то ее точность должна быть в районе нанометров).
Отклонение тестовых масс (черные квадраты) при прохождении гравитационной волны от своих изначальных позиций (пустые квадратики).
Впрочем, если перейти от материальных линеек к световым, то можно достичь некого прогресса. Интерферометр Майкельсона использует деструктивную интерференцию (т.е. гашение двух волн в противофазе) прошедших через два измерительных плеча. Если длина плеч перестает быть равными, то на детекторе начинает появляться свет, причем для идеального, не-квантового света мы можем измерить таким образом любую величину смещения зеркал.
Принцип влияния проходящей ГВ на интерферометр Майкельсона и возникновение сигнала при разбалансировке размеров плеч.
На практике, лабораторные интерферометры без особых проблем измеряют изменения расстояний в десятки нанометров, а передовые устройства — доли нанометров. Даже если сделать интерферометр с плечами ~4 км (а это оптимальная длина по бюджету шумов, о чем мы поговорим дальше) и с точность 0,1 нм, то это всего лишь ~10-14 — т.е. все еще в 10 миллионов раз меньшая чувствительность, чем надо!
Добраться донобелевской премии необходимой прецизионности хотя бы в теории помогает использование оптических резонаторов Фабри-Перо.
Вставка такого резонатора в длинное измерительное плечо интерферометра заставляет свет многократно отражаться между двумя зеркалами, нанесенными на тестовые массы. Фактически это удлиняет эффективную длину интерферометра в несколько сот раз (для LIGO это значение около 300). Далее этот трюк повторяется путем вставки отражателей в вход и выход интерферометра — фотоны, выскакивающие с резонаторов в длинных плечах, многократно отражаются обратно и постепенно набирают технически измеряемую разность хода лучей.
Принципиальная схема LIGO: ETM — внешние тестмассы, ITM — внутренние, вместе они образуют резонатор. CP — термокомпенсирующие пластины, BS — делитель луча. PRM и SRM — системы рециклирования исходных фотонов и фотонов полезного сигнала, PD — фотодиод, GW readout — система считывания сигнала гравитационных волн.
Впрочем, между идеей и реализацией в данном случае лежит пропасть. Беря в руки измерительный прибор такой прецизионности, вы обнаружите десятки источников шумов, которые в тысячи и миллионы раз превосходят полезный сигнал.
Впрочем, говоря о миллионах я слишком преуменьшаю. Сейсмические колебания по амплитуде превосходят сигнал ГВ на 11 порядков (т.е. в 100 миллиардов раз).
Вибрация зеркал без демпфирования, приведенная к измеряемой характеристике (расстоянию между тестовыми массами) в месте установки LIGO.
Борьба с этими шумами представляет собой невероятную инженерно-физическую сагу, растянувшуюся на десятилетия. Рассказывая о этой борьбе, удобно все приводить в систему, в которой записывается полезный сигнал — т.е. в виде амплитуды колебаний плеча интерферометра, сравнивая ее с заветной чувствительность 10-21.
Трубы вакуумной системы имеют диаметр 1,24 метра, в частности здесь изображена угловая (центральная) станция LIGO Hanford. Вправо уходит 4 километровое измерительное плечо.
Первым инженерным чудом, на котором базируется LIGO, является вакуумная система. Объем оптической системы, подвергающуюся вакуумированию очень велик — около 10 тысяч метров3, при этом уровень вакуума — 10-9 торр (~10-7 Па — это разряжение круче, чем в вакуумной камере ИТЭР).
Вакуум нужен, прежде всего, для изоляции оборудования от акустических вибраций, и во вторую очередь — для того, чтобы избавиться от случайных искажений фазы лазерного луча на молекулах газов, что дало бы ненужный шум на приемном детекторе. До создания прототипов вакуумных объемов LIGO не было даже понятно, удастся ли выдержать такой вакуум в таком объеме — до LIGO никто этого не достигал. Для откачки используется набор из механических форвакуумных насосов, турбомолекулярных насосов, криоловушек и ионных насосов. Всего достижение рабочего вакуума с промежуточным отжигом в LIGO занимает 40 суток.
Пост измерения качества вакуума и состава остаточных газов в составе LIGO.
Внутри вакуумной системы находятся основные составляющие — оконечные тестовые массы ETM (“дальние” зеркала плеч), внутренние тестовые массы ITM, делитель луча BS, камеры регенерации входного луча и выхода сигнала PRC и SRC, системы очистки пространственных мод (о модах дальше) лазерного излучения.
При этом сам основной лазер расположен снаружи, на практически обычном лабораторном оптическом столе.
Говоря про лазеры LIGO необходимо отметить, что в одной и той же оптической системе сосуществуют сразу два — основной суперстабильный лазер с длиной волны 1064 нм и вспомогательный с длиной волны 532. Последний используется для измерения расстояния между зеркалами и активной коррекции положения оптики, нужной для ввода резонаторов Фабри-Перо в режим сохранения света.
Основной 200-ваттный измерительный лазер LIGO (установленный в 2010 году, до этого был гораздо менее мощный лазер). Черная пирамида справа — перископ, отправляющий лазерный луч в интерферометр.
Основной лазер 1064 нм расположен на обычном оптическом столе и представляет собой ультрастабильный по частоте и амплитуде (10-7 и 10-9 соответственно) лазер мощностью 220 ватт на столе и 180 ватт после системы очистки мод. Модами называются продольные и поперечные стоячие волны, возникшие в пучке лазера, так вот — для LIGO нужен луч лазера с только основной TEM00 модой, т.
е. где фактически пространственно полностью однородный пучок.
Детальное изображение выходной части лазера, включающее в себя зависимый усилитель луча с 35 до 220 Вт, диагностическую сборку, предварительный очиститель мод PMC, и образцовый резонатор для подстройки частоты лазера.
Кстати, обратите внимание на мощность. 200-ваттные постоянные лазеры скорее ассоциируются с резкой материалов, чем с тонкими физическими экспериментами. Однако в случае LIGO точность определения координат зеркал растет как корень из мощности лазера, поэтому в плечах интерферометра курсирует захваченная мощность в сотни киловатт лазерного света (планируемая — до 830 кВт!). Отрицательным эффектом от сумасшедшей мощности являются искажения оптики от нагрева — и это в лазерной системе с максимальными требованиями в мире. Но об этом мы еще поговорим.
Для получения стабильной затравочной частоты используется специальный непланарный лазерный резонатор — частота планарного лазера слишком зависит от расстояния между торцевыми зеркалами, которые меняются из-за температурного расширения кристалла.
Сгенерированный лазерный луч подается внутрь вакуумной системы, где он проходит входной очиститель пространственных мод, резонатор рециркулирующий входную мощность и через делитель луча попадает в измерительные плечи. По мере прохода системы растут требования к неподвижности зеркал, ведь их движения от вибраций можно принять за сигнал от гравитационной волны!
Через такой порт излучение заводится внутрь вакуумной системы.
В цифрах это выглядит так — в диапазоне максимальной чувствительности интерферометра (от 30 до 600 гц) амплитуда шумовых колебаний зеркал должна составлять от 10-13 м до 10-19 м. При том, что обычный уровень вибраций таких зеркал без каких-то в систем подавления в местах постройки интерферометров (Хэнфорд и Ливингстон) составляет от ~10-10 метра. Разница в 9 порядков между “есть” и “нужно” настолько велика, что потребовалось около 30 лет разработок и исследований, чтобы ее преодолеть.
Внешний вид подвески тестовых масс вводит в заблуждение: металлическая рама тут для вспомогательных элементов, она не держит саму тестовую массу (розовый диск внизу)
Создатели LIGO говорят, что без его фантастических демпфирующих вибрацию подвесок интерферометр способен фиксировать велосипедистов в километрах от установки, чувствовать дрожание от прибоя в тысячах километрах, более того — LIGO чувствителен к перемещению воздушных масс, вызывающих колебания гравитационного поля(!).
В создании подвесок, ослабляющих воздействие среды на 10 порядков, использовались 3 подхода. Первый, классический — это создание максимально жестких конструкций первых стадий подвески, что минимизирует амплитуду вибраций. Второй подход также известен борцам с вибрацией — это активные системы компенсации, движущие платформу в противоположном к вибровоздействию направлении, что позволяет где-то в 1000 раз снизить амплитуду вибраций. Наконец, и в этом уникальное решение LIGO — это использование на последних стадиях (подвеска ETM/ITM имеет 7 стадий виброподавления) маятников.
Активная изоляция последний версии LIGO (справа) — прецизионные гидравлические приводы вакуумной камеры, двухступенчатый активный (с электроприводами) подавитель вибрации и 4-ступенчатый маятник.
Схема маятникового подвеса.
Казалось бы, маятник — это самое последнее, что нужно для минимизации раскачивания оптики. Однако, здесь используется хитрый трюк, а именно — сверхвысокодобротные маятники, собственная частота которых выведена из рабочего диапазона (они качаются медленнее, чем минимальная частота гравитационных волн, которую отслеживает LIGO).
Это означает, что любое вибровоздействие будет переводиться в собственную частоту колебания маятника и очень сильно ослабляться на других частотах.
Степень подавления вибраций активной частью (синяя линия), маятником (зеленая) и общая (красная).
После значительного ослабления вибраций и активной компенсации медленных “геологических” колебаний главным источником шума становятся тепловые шумы системы. Тепловые колебания атомов легко игнорировать, пока вы не пытаетесь измерить что-то в тысячи раз меньше этих атомов.
В борьбе с тепловыми колебаниями (в ходе исследования даже было открыто принципиально новое термоколебательное явления) используется тот же подход — тестовые массы представляют собой высоко гомогенные цилиндры из плавленого кварца, отполированные со всех сторон до шероховатости 1 нм, что создает высокодобротный “камертон”, собственные частоты которого лежат вне полосы измерения резонатора. И тем не менее, броуновские движения частиц в отражающем покрытии зеркал ITM/ETM являются одним из доминирующих источников шума в LIGO.
Бюджет вклада разных видов шума в общую чувствительность LIGO (расчетные значения). В целом чувствительность в основном определяется квантовым пределом (фиолетовая линия) и в диапазоне 50-100 Гц — тепловым шумом покрытия (красная линия).
Интересно, что одним из участков борьбы с шумами оказались нити, на которых подвешены тестовые массы. В них гуляют термоупругие шумы, возникающие из взаимосвязи температуры и модуля Гука. Для минимизации этого явления пришлось использовать тонкие кварцевые нити (0,4 мм) и максимально гладко присоединять их к кварцевой тестовой массе (этим занимались в Университете Глазго, а теория всех этих моментов разрабатывалась на Физфаке МГУ). Интересно, что время успокоения (рассеивания энергии) этого маятника в вакууме превышает 10 лет.
Приварка кварцевых нитей к маятниковой массе.
Разумеется, как часть этой борьбы за прецизионность, зеркала ITM/ETM обладают рекордной гладкостью поверхности — с помощью “ионного фрезерования” их подложка была доведена до шероховатости в 0,08 нм — т.
е. до фундаментального предела, обусловленного размерами молекул диоксида кремния. Подобная гладкость и 40-слойные отражающие покрытия привели к рекордным характеристикам зеркал — потери света при отражении между ITM и ETM составляют всего 50 ppm (т.е. 0,005%!). Этот момент был принципиально важен для построения LIGO, как в смысле максимальной добротности оптических резонаторов, так и в смысле максимальной одинаковости плеч, в т.ч. минимальной разницы в потерях света в них.
Одно из зеркал системы рециркуляции мощности PRM. Кстати, на взгляд эта оптика практически прозрачная — суперзеркальные покрытия работают только в узком диапазоне частот вокруг ИК излучения лазера.
Еще одним интересным аспектом подвески тестовых масс является то, что зеркала тут должны быть активными — т.е. выставляться в нужные позиции с точностью до десятков пикометров для захвата света резонаторами Фабри-Перо. Но как это сделать для зеркала, которое:
а) должно быть измерительной массой, не связанной ни с чем
б) демпфированно на 12 порядок от любых вибраций?
Ответ заключается в разделении зеркала на 2 составляющие, одна из которых — тестовая масса, а вторая — реактивная масса.
Обе массы одинаково задемпфированы от вибраций, а расстояние между ними регулируется электростатическим приводом. Кстати, для того, чтобы колебания заряда и соответственно силы электростатического привода не мешали измерениям, пришлось избавится от от близко стоящего ионного вакуумного насоса, ионы которого снижали заряд тестовой массы.
На тестовой массе внизу видны концентрические электроды электростатического актуатора. Защитные пленки с оптики сняты, видно пятно (зеленое) измерительного интерферометра — это последние стадии настройки adLIGO до вакуумирования.
Продолжая тему шумов, необходимо рассказать про термокомпенсацию оптики. Луч лазера, особенно в резонаторах Фабри-Перо, где его мощность по проекту достигает 830 киловатт, даже при минимальном поглощении нагревает кварц, вызывая искажение формы зеркал. Обычно в оптике с этим борются путем принудительного охлаждения, но в данном случае — в вакууме и на суперподвеске — очевидно, этого сделать невозможно. В LIGO применили нетривиальное решение — нагреть остальную часть зеркала до той же температуры.
Для этого используются вращающиеся проекторы с СО2 лазером, которые греют на специальных пластинах, вставленных между основными элементами кольцевую зону вокруг измерительного луча, компенсируя тем самым искажения формы.
Ключевой элемент интерферометра — делитель луча.
Один из самых удивительных шумов системы — это так называемый “Ньютоновский”. Связан он с изменением гравитационного поля под влиянием лунных и солнечных приливов, перемещения мантийных масс, атмосферных участков с более высоким или более низким давлением.
Небольшие изменения гравитации возбуждают в коре медленные колебания, которые чувствует LIGO. Для отстройки от этого шума выстроена целая система гравиметров, датчиков давления, температуры и микрофонов, которая дает данные на вход системы автоподстройки интерферометра, которая пытается компенсировать эти воздействия. Тем не менее на частотах ниже 10 Гц амплитуда этих воздействий начинает доминировать в шумовой картине, образуя т.н. seismic wall.
Фактически это означает, что на земле невозможно построить детектор низкочастотных гравитационных волн, которые характерны, например, для сливающихся сверхбольших черных дыр (ядер галактик). Для этой космологии понадобятся интерферометрические ГВ-обсерватории космического базирования.
Исторический первый зафиксированный случай обнаружения гравитационно-волнового события 14.09.2015 — еще до официального начала первого сеанса работы улучшенного LIGO. Видно, что в амплитудных значениях пик ГВ всего в два раза превышал амплитуду шумов, но в спектральном разложении ГВ очень хорошо просматриваются.
На сегодня LIGO в ходе 3 сеансов научной работы зафиксировал 5 событий с высоким уровнем надежности и один кандидат (LVT151012) который возможно является просто шумом. Четыре первых зафиксированных события — довольно далекие слияния черных дыр, хотя изначально инструмент рассчитывался на поиск сливающихся нейтронных звезд на удалении до 200 мегапарсек.
В ходе примерно 30 лет совершенствования лазерно-интерферометрических технологий (в т.
ч. сами LIGO прошли 2 апгрейда в начале 2000х и начале 2010х годов) физики вплотную приблизились к новому для установок пределу точности измерения — квантовому. Практически на всех частотах квантовый предел, возникающий из принципа неопределенностей Гейзенберга, определяет чувствительность машины. Хотя есть несколько способов слегка его отодвинуть (путем использования “сжатого света” и увеличением веса тестовых масс), но в целом не видно путей, как поднять чувствительность наземных лазерных интерферометров выше примерно 10-25.
Подробнее про LIGO и квантовый предел можно узнать из докладов на конференции HEA-2016 на этом видео.
Но и такая чувствительность будет весьма интересным результатом. LIGO, работая в 2014-2017 годах на чувствительности около 10-22 ловит примерно 1 гравитационно-волновое событие в год. Однако детектирование ГВ обладает очень приятным свойством — мы детектируем амплитуду, а не мощность, как в электромагнитном спектре. Амплитуда любых волн падает линейно в зависимости от расстояния до источника, а значит, увеличение чувствительности всего в 2 раза повышает обозреваемый объем в куб от 2 — т.
е. 8 раз. Примерно в 8 раз же вырастает и количество источников гравитационных волн, и частота событий.
Увеличение чувствительности на 1,5-2 порядка может привести к тому, что ГВ-события будут регистрироваться несколько раз в час.
В Европе тоже есть своя лазерно-интерферометрическая обсерватория VIRGO, расположенная в Италии. Подобные установки так же строятся в Индии (куда был передан один экземпляр LIGO) и в Японии.
Впрочем, на сегодня (осень 2017 года), LIGO еще не достиг даже запланированного предела по чувствительности в 10-23, в основном из-за сложностей поднятия мощности захваченного в плечи излучения до планового значения в 830 киловатт. Например, большой проблемой оказались блики от элементов конструкции обратно в оптическую систему — хотя относительная мощность вроде невелика, паразитные блики отражаются от нестабилизированных элементов и несут в себе уровень вибраций на 12 порядков превышающий уровень в основном луче.
Достигнутая на сегодня чувствительность — чуть хуже, чем 10-23 и порядка 4-5*10-23 в широком диапазоне частот.
VIRGO пока имеет чувствительность в несколько раз хуже.
В любом случае, сентябрь 2015 года стал началом нового вида астрономии, который еще наверняка многое расскажет о Вселенной (например, частота столкновений черных дыр промежуточной массы уже стала неожиданной для астрономов — никто не подозревал, что таких ЧД так много). Еще одним интересным результатом программы LIGO стало то, что научный результат может стать плодом десятилетий труда, и не стоит заниматься экстраполяциями в духе “не получили за 20 лет — не получат никогда”.
P.S. Прекрасная история о людях и идеях на пути к открытию гравитационных волн от Игоря Иванова.
P.P.S. Буквально одновременно с этой публикацией коллаборация астрономов со всего мира объявила о обнаружении слияния двух нейтронных звезд с помощью гравитационно-волновых детекторов, а также нескольких телескопов (оптических, гамма и рентгеновских).
Гравитационные волны: scienceinlife — LiveJournal
11 февраля 2016 года физическое сообщество ликовало.
Были открыти такие долгоожидаемые (а предсказал их Энштейн около 100 лет назад) гравитационные волны.
Что же это такое и чем это полезно каждому из нас?
Если представить окружающее нас пространство пудингом или холодцом и ткнуть в него пальцем — пудинг начнет колыхаться. Его упругая структура будет передавать воздействие пальцем в одной точке во все остальные точки этого пудинга.
Или, к примеру, поверхность озера. Вы кидаете в нее камешек или монетку и от места падения во все стороны расходятся волны. Видели, наверняка, все.
Вот приблизительно так и распространяются гравитационные волны в нашем пространстве. Только в роли камешков и монеток служат сверхмассивные черные дыры или нейтронные звезды. Строго говоря, гравитационные возмущения в наше пространство вносите и лично вы и все окружающее нас. Но чтобы это можно было зарегистрировать, нужны приборы и/или методики во много раз превышающие точность и чувствительность тех, что использовали ученые для регистрации гравитационных волн от черных дыр.
Кстати о достигнутой чувствительности…
В течение ста лет с момента предсказания существования гравитационных волн их не могли засечь именно из-за их ничтожной интенсивности. Для их регистрации ученым пришлось измерить отклонение меньше, чем тысячные доли радиуса ядра атома!
Представьте себе, что вы находитесь посреди Атлантического океана, скажем, на глубине пары киломметров. А где-то в Японии, на берегу Тихого океана стоит турист и бросает в океан монетки, чтобы вернуться. А вам, находясь в глубине Атлантического океана, надо засечь эти самые волны от монеток туриста в Японии. Впечатляет? Меня тоже.
А больше всего впечатляет то, что ученые не только засекли волны от «монеток», но еще и сумели определить вес (достоинство) монеток! И это при том, что космический «турист» бросал свои монетки — черные дыры 1.3 миллирада лет назад!
Чтобы вы знали, год тогда длился на Земле более 540 дней (Земля тогда летала немного дальше от Солнца). Кислород в атмосфере только-только начал появляться, динозавров не было еще и в планах, однако грибы уже росли.
По-моему, факты более чем впечатляющие, как и достижения ученых в данной области.
Во-первых, впервые было экспериментально доказано существование черных дыр, как таковых.
Во-вторых, сама знаменитая Теория Относительности получила очередное экспериментальное подтверждение.
В-третьих, ученые получили и будут развивать еще один мощнейший инструмент изучения Вселенной и наиболее интересных ее объектов — черных дыр.
В-четвертых, данный эксперимент доказал, что гравитационные волны движутся со скоростью света, что поставило крест на некоторых типах фантастических гравитационных двигателей, позволявших бы двигаться быстрее света. Однако не переживайте, у фантастов их есть еще. Просто, можно сказать, что мы отсекли тупиковый путь развития подобных двигателей и в будущем не будет тратить ресурсы на их разработку.
С учеными все понятно — они получили новую интересную игрушку и что-то там себе доказали. А чем это может быть полезно среднестатистическому землянину?
Увы, вот прямо завтра — ничем, если под «завтра» подразумевать конкретно завтрашнее число.
Однако с этим открытием мы на шаг приблизились к таким технологиям, как гравитационная связь, «просвечивание» гравитационными волнами планет и звезд для их изучения (эдакая планетарно-звездная флюрография), гравитационные двигатели, для которых не надо тащить с собой запас топлива, и многое другое, чему фантасты сейчас только придумывают названия, прочитав о подтверждении открытия гравитационных волн.
Ну я для тех, кому все еще инетересно: интервью с одним из корифеев популяризации науки — Брайном Грином (перевод и озвучка Андрей Бочарова)
Как работают гравитационные волны?
Художественное изображение сталкивающихся черных дыр, вызывающих рябь в ткани пространства-времени.
(Изображение предоставлено Р. Хёртом/Caltech-JPL)
Пол М. Саттер — астрофизик по телефону SUNY Стоуни Брук и Институт Флэтрон, ведущий « Спросите космического корабля » и « Space Radio » и «Автор» и « .
Как умереть в космосе ». Саттер предоставил эту статью Экспертные голоса Space.com: Op-Ed & Insights .
Гравитация — это не просто сила, скрепляющая вещи. Благодаря нашему пониманию общей теории относительности мы знаем, что гравитация может создавать гравитационные волны или рябь в ткани пространства-времени.
Но как именно работают эти гравитационные волны?
Вскоре после того, как он сформулировал свою общую теорию относительности , Альберт Эйнштейн понял, что гравитация может создавать волны. Однако он быстро усомнился в собственных выводах. Осознание того, что гравитационных волн существуют, пришло из упрощенной формы общей теории относительности, и Эйнштейн не знал, были ли эти волны реальными или просто артефактом процесса упрощения.
Связанные : Мы могли бы охотиться за гравитационными волнами на Луне, если бы эта дикая идея осуществилась
Общеизвестно, что уравнения общей теории относительности трудно решить, поэтому неудивительно, что даже Эйнштейн уклонялся от этого.
Потребовалось несколько десятилетий, прежде чем физики пришли к твердому выводу, что общая теория относительности действительно поддерживает гравитационные волны. Другими словами, они действительно реальны.
Почти все, что во Вселенной делает, создает гравитационные волны. Все, что для этого требуется, — это небольшое покачивание, которое гравитационные волны имеют почти так же, как и любые другие волны. Если вы покачиваетесь в воде, вы создаете водные волны. Если ваш голосовой аппарат шевелится, он создает звуковые волны. Если вы покачиваете электрон, вы создаете электромагнитные волны. Чтобы создать гравитационную волну, все, что вам нужно сделать, это заставить массу ускориться.
Эти волны распространяются наружу от источника на скорость света и буквально рябь в силе гравитации. Когда через вас проходит гравитационная волна, вы растягиваетесь и сжимаетесь, как будто гигантские руки играют с вами, как с куском пластилина.
Вы это почувствовали?
Несмотря на то, что почти все во Вселенной постоянно создает гравитационные волны, вы их не замечаете. Гравитация, безусловно, самая слабая из четырех фундаментальных сил природы . Даже если бы гравитация была в миллиард миллиардов миллиардов раз сильнее, чем она есть сейчас, она все равно была бы на несколько порядков слабее любой другой силы:0019 слабое взаимодействие , электромагнетизм и сильное взаимодействие . А гравитационные волны еще слабее; они представляют собой крошечные возмущения поверх нормальной гравитации.
Это также означает, что гравитационные волны, которые вы могли бы создавать, скажем, взмахивая руками, почти полностью отсутствуют. Чтобы сделать серьезную брешь в пространстве-времени, вам нужно серьезное воздействие массы и энергии — такие вещи, как столкновения черных дыр, столкновений нейтронных звезд , сверхновые звезды, гигантские черных дыр , которые поглощают звезды целиком или даже хаотические силы, высвободившиеся в самые ранние моменты Большого Взрыва .
Если бы вы находились примерно в полумиле от двух черных дыр, сливающихся , излучаемые гравитационные волны были бы достаточно сильными, чтобы разорвать вас на части.
Но если бы вы были за сотни миль, от этого даже волосы на затылке не встали бы дыбом.
С нашей точки зрения на Земле , в миллионах или миллиардах световых лет от этих катастрофических событий, гравитационные волны имеют амплитуду, не превышающую ширину протона.
Конечно, это было странно
Из-за крайней слабости гравитационных волн потребовалось почти четверть века технологического развития, чтобы обнаружить их. Но в 2015 году лазерный интерферометр гравитационно-волновой обсерватории (LIGO) подтвердил первое прямое обнаружение гравитационных волн . Источником этого конкретного сигнала были две черные дыры, слившиеся на расстоянии 1,4 миллиарда световых лет от нас.
У слабости гравитационных волн есть и обратная сторона: поскольку гравитация настолько слаба, гравитационные волны почти не взаимодействуют с материей, что позволяет им свободно распространяться по Вселенной, не рассеиваясь и не поглощаясь. Это также означает, что мы можем видеть то, что обычно не видим.
Если две черные дыры столкнутся посреди космоса, как мы сможем их увидеть? Если они не излучают электромагнитное излучение во время столкновения, весь процесс невидим для наших телескопов. Но эти столкновения высвобождают огромное количество энергии в виде гравитационных волн — обычно больше энергии, чем производят все звезды во Вселенной вместе взятые.
С момента первого подтвержденного обнаружения в 2015 году LIGO и Virgo — ее родственная обсерватория в Италии — подтвердили более четырех десятков столкновений черных дыр. Мы перешли от случайного обнаружения гравитационных волн к полноценной области астрономии. Эти тонкие вибрации открыли для следующего поколения астрономов понимание внутренней работы космоса и новых тайн.
Узнайте больше, прослушав эпизод «Что такого классного в гравитационных волнах? (Часть 1)» в подкасте «Спросите космонавта», доступном на iTunes (открывается в новой вкладке) и askaspaceman.
com . Задайте свой вопрос в Твиттере, используя #AskASpaceman или подписавшись на Пола @PaulMattSutter и facebook.com/PaulMattSutter .
Следуйте за нами в Твиттере @Spacedotcom и на Facebook.
Присоединяйтесь к нашим космическим форумам, чтобы продолжать обсуждать последние миссии, ночное небо и многое другое! А если у вас есть новость, исправление или комментарий, сообщите нам об этом по адресу: [email protected].
Пол М. Саттер — астрофизик из SUNY Stony Brook и Института Флэтайрон в Нью-Йорке. Пол получил докторскую степень по физике в Университете Иллинойса в Урбана-Шампейн в 2011 году и провел три года в Парижском институте астрофизики, а затем стажировался в Триесте, Италия. регионов Вселенной до самых ранних моментов Большого Взрыва до охоты за первыми звездами. В качестве «звездного агента» Пол уже несколько лет страстно вовлекает общественность в популяризацию науки.
Он ведущий популярной программы «Спроси космонавта!» подкаста, автор книг «Твое место во Вселенной» и «Как умереть в космосе», часто появляется на телевидении, в том числе на канале «Погода», где он является официальным специалистом по космосу.
Lego Optics Lab: Лазерный интерферометр
На прошлой неделе Европейское космическое агентство объявило о запуске своей миссии Lisa Pathfinder в конце этого года, чтобы проверить, можно ли использовать лазерную интерферометрию в космосе для обнаружения гравитационных волн. Собрать лазерный интерферометр довольно просто, поэтому я решил собрать его для своей лаборатории оптики из конструктора Lego.
Настольный интерферометр не сможет обнаружить гравитационные волны, потому что в окружающей среде слишком много шума, и вам нужен действительно большой лазерный интерферометр, чтобы различать гравитационные волны и такие обыденные вещи, как землетрясения, проезжающий мимо транспорт или падение человека.
кофейная кружка на кухне. LIGO, или Лазерная интерферометрическая гравитационно-волновая обсерватория, представляет собой интерферометр, длина плеч которого составляет четыре километра (почти 2,5 мили). Использование только одного интерферометра может помочь обнаружить гравитационные волны, но необходимо несколько интерферометров, чтобы точно определить направление в небе, откуда исходят гравитационные волны. В США есть два центра под названием LIGO (Ливингстон, штат Луизиана, и Хэнфорд, штат Вашингтон), и они работают с интерферометрами международных партнеров в Японии (ТАМА), Италии (VIRGO) и Германии (GEO).
Эйнштейн предсказал гравитационные волны в 1916 году в результате общей теории относительности. Общая теория относительности описывает искривление пространства и времени. Вы можете думать о пространстве-времени как о батуте на заднем дворе. Вы можете перекатывать шарик с одной стороны батута на другой, и, поскольку поверхность батута остается натянутой и плоской, он будет катиться по прямой линии.
Теперь поместите шар для боулинга в центр батута. Шар для боулинга создаст углубление в центре батута, а поверхность батута будет изгибаться внутрь по направлению к шару для боулинга и наиболее заметно вблизи шара для боулинга. Теперь попробуйте прокатить шарик по поверхности батута рядом с шаром для боулинга. Путь шарика больше не будет прямым, вместо этого его путь будет изогнутым, поскольку он катится по углублению, созданному шаром для боулинга. Если вы будете катить шарик немного медленнее, вы можете на самом деле захватить его в «гравитационном притяжении» шара для боулинга, так что он «облетает» шар для боулинга, но затем быстро закручивается в шар для боулинга.
Эйнштейн думал о гравитационных волнах как о ряби в пространстве-времени. Представьте пруд прохладным весенним утром, его поверхность неподвижна и стеклянна, отражая, как зеркало, кроны окружающих деревьев. Теперь бросьте камень в пруд. Вы слышите всплеск, но, что более важно, вы видите круглую рябь, расходящуюся от места удара камня, в конечном итоге движущуюся по всей поверхности пруда.
Чтобы создать гравитационные волны или рябь в пространстве-времени, требуются большие космические события. Сверхновая (звезда, которая взрывается), например, может создать обнаруживаемые гравитационные волны.
К сожалению, в период с 2002 по 2010 год LIGO и ее международные партнеры не смогли обнаружить гравитационные волны. Их трудно обнаружить с помощью наземных интерферометров.
Европейское космическое агентство рассматривает возможность запуска действительно большой космической обсерватории для обнаружения гравитационных волн в 2034 году. Было рассмотрено несколько проектов: космическая антенна с лазерным интерферометром (LISA) и Новая обсерватория гравитационных волн (NGO), но ни один из них не был выбран. Тем не менее, планируемая в будущем обсерватория гравитационных волн может использовать лазерный интерферометр, поскольку одной из целей LISA Pathfinder является проверка того, насколько хорошо лазерный интерферометр будет работать в глубоком космосе. Чтобы представить ситуацию в перспективе, три плеча интерферометра LISA должны были быть разнесены на пять миллионов километров (более трех миллионов миль).
Интерферометр Pathfinder достаточно компактен, чтобы поместиться в одном космическом корабле, и достаточно прочен, чтобы выдержать запуск на борту ракеты Vega. Это небольшой тест, поэтому он не сможет обнаружить гравитационные волны, но предназначен для обнаружения смещения или движения двух тестовых масс для имитации компонентов гораздо большего интерферометра. Успешный небольшой тест должен положить начало полномасштабной космической обсерватории гравитационных волн.
Чтобы получить представление о том, как работает лазерный интерферометр, вы можете собрать его самостоятельно. Я сделал один из детской игрушки, CD-раскладушки и окуляра телескопа. Но теперь, когда у меня есть зеркала и линзы от компьютерного проектора, который я разобрал, я смог использовать различные механизмы, которые я построил для лаборатории оптики Lego, для создания лазерного интерферометра Lego.
Детали от старого компьютерного проектора:
1 Дихроичная призма
1 Двояковыпуклая линза
1 Плосковыпуклая линза
2 зеркала
Механизмы лаборатории оптики Lego:
2 держателя зеркал/фильтров
2 малых держателя линз
2 поворотных/наклонных крепления с червячным приводом с зеркалами, установленными в держателях зеркал/фильтров
2 опорные пластины LEGO 32 x 32
Разногласия:
1 Snap Circuits Base Grid (11” x 7,7”) # 6SC BG
1 Snap Circuits 9V Держатель и переключатель (для SCP-03) # 6SC B5
1 Игрушка для кошек из долларового магазина (лазерная указка) с удаленными внутренностями
1 Настенная бородавка, регулируемая мощность поставка
Даже при точной настройке поворотно-наклонных креплений с червячным приводом по-прежнему требуется некоторое время, чтобы навести лазерные лучи, чтобы выровнять их и увидеть интерференционные картины, и это может разрядить батареи лазерной указки.
Итак, я снял корпус для лазерной указки и подключил питание к лазерной указке с помощью зажимов типа «крокодил», которые были подключены к держателю и переключателю Snap Circuits 9V, который, в свою очередь, питался от настенного регулируемого источника питания. Я не рекомендую этого делать по ряду причин. Для этого проекта мне пришлось выровнять лазерные лучи и попытаться сфотографировать интерференционные картины, что заняло еще больше времени, и лазер начал становиться все тусклее и тусклее. Так что мне пришлось выключить лазер на некоторое время, чтобы дать ему отдохнуть. Когда я снова включил его, он вернулся к своей первоначальной яркости. Использование игрушечной лазерной указки в качестве интерферометра, вероятно, не будет практичным ни для чего, кроме демонстрационных целей.
Я также сделал небольшой держатель из Lego для лазерной указки. Оказалось, что латунный корпус фокусирующей линзы лазерной указки плотно входит в отверстие в луче Lego technic (1 X 2). Это позволило мне направить лазер почти идеально прямо.
Для моей «Lego Optics Lab: Beam Spliter» я установил дихроичную призму на поворотный стол LEGO с защелкивающимся узлом, а для «простого поворотного и наклонного крепления» я использовал стандартный блок поворотного стола Lego. Поскольку мне не нужно было поворачивать лазерную указку вправо или влево, я поменял местами основания поворотного стола для обоих креплений, так что дихроичная призма была установлена на стандартном креплении поворотного стола, а механизм наклона был установлен на поворотном столе с защелкивающимся узлом. Затем я мог наклонять лазерную указку вверх или вниз, оставаясь при этом практически точно выровненным с базовой пластиной Lego.
Вот моя лаборатория Lego Optics Lab: установка лазерного интерферометра:
Стеклянный куб со стрелкой наверху — это дихроичная призма. Справа бита с прикрепленными к ней зажимами типа «крокодил» — это лазерный целеуказатель на наклонном креплении. Внизу изображения червячный поворотно-наклонный кронштейн с зеркалом, установленным в держателе зеркала/фильтра.
Слева находится другое поворотно-наклонное крепление с червячным приводом с зеркалом, установленным в держателе зеркала/фильтра. В крайнем левом углу находится Snap Circuits 9.Держатель V и переключатель, который, в свою очередь, питается от настенного регулируемого источника питания. Прямо над призмой находится небольшой держатель линзы с установленной двояковыпуклой линзой. Ближе к верхней части изображения находится второй маленький держатель линзы с установленной плосковыпуклой линзой. В верхней части изображения находится белый лист плотной бумаги, который служит мишенью, где лазерные лучи объединяются для отображения интерференционной картины.
Когда лазерный целеуказатель включен, лазерный луч разделяется на два на светоделителе (дихроичной призме). Когда луч делится на два, один луч проходит прямо через призму к зеркалу слева. Другой луч отражается на 90 градусов и направляется к зеркалу внизу. Этот луч отражается от нижнего зеркала прямо обратно через призму, затем через двояковыпуклую линзу, затем через плосковыпуклую линзу и направляется на мишень из белой бумаги, значительно увеличенную.