Черные дыры и складки времени. Дерзкое наследие Эйнштейна - Торн Кип (читать книги бесплатно txt) 📗
10.5. Принципы, лежащие в основе стробоскопического квантово-неразрушающего измерения. По вертикали отложено положение торца колеблющейся болванки, по горизонтали — время. Если в момент времени, обозначенный как пинок, произвести очень точное и быстрое измерение положения, то в этот момент времени детектор, делающий измерение, передаст болванке резкий, неизвестный пинок, изменив, таким образом, амплитуду колебаний бруска непредсказуемым образом. Однако положение торца болванки не изменится точно через один период колебаний после пинка, через два или три. Это положение будет тем же, что и во время пинка, и не будет зависеть от величины пинка
Стробоскопический детектор основан на характерной особенности колебаний: если болванке дать очень резкий пинок неизвестной силы, то амплитуда колебаний изменится, но независимо от того, насколько изменится амплитуда, точно через один период колебаний после пинка колеблющийся торец болванки вернется к тому же самому положению, которое он имел в момент пинка (черные точки на рис. 10.5). По крайней мере, так будет, если гравитационная волна (или некоторая другая сила) в это время не сжимала и не растягивала болванку. Если же волна (или другая сила) в это время все же сжимала болванку, то положение болванки через один период изменится.
Чтобы обнаружить волну, в таком случае нужно делать датчик, который делает стробоскопические измерения колеблющихся торцов болванки, датчик, который очень быстро измеряет положение торцов болванки один раз за период колебаний. Такой датчик каждый раз во время измерения будет пинать болванку, но пинки не будут изменять положение торцов болванки в те моменты, когда производятся последовательные измерения. Если обнаружится, что положение изменилось, значит, на болванку действовала гравитационная волна (или некоторая другая сила).
Хотя квантово-неразрушающие датчики решили задачу стандартного квантового предела Брагинского, к середине 1980-х я стал довольно пессимистично оценивать перспективность и плодотворность гравитационно-волновой астрономии на основе твердотельных детекторов. Мой пессимизм был связан с двумя причинами.
Во-первых, хотя твердотельные детекторы, построенные Вебером, Брагинским и другими, достигли гораздо лучшей чувствительности, чем можно было даже мечтать в 1950-х, они все еще могли уверенно детектировать волны с амплитудой только 10-17 и более. Это было в 10000 раз меньше, чем требовалось для успеха, если я и другие правильно оценили амплитуду гравитационных волн, достигающих Земли. Само по себе это возражение еще не было серьезным, поскольку продвижение технологии часто приводило к 10000-кратному улучшению чувствительности инструментов в течение в двух десятилетий или даже быстрее. [Одним из примеров является угловое разрешение радиотелескопов, которое улучшилось с десятков градусов в середине 1940-х до нескольких угловых секунд в середине 1960-х (глава 9). Другим примером может служить чувствительность астрономических детекторов рентгеновского излучения, которая выросла в 1010 раз между 1958 и 1978 гг., т. е. улучшалась со средним темпом 10000 раз каждые восемь лет (глава 8).] Однако темп улучшения чувствительности твердотельных антенн был столь медленным, а перспективы развития техники и технологии в этой области были настолько умеренными, что не было видно никакой разумной возможности достичь 10000-кратного роста чувствительности в обозримом будущем. Таким образом, оставалось рассчитывать только на гравитационные волны, гораздо более сильные, чем оценка 10-21 — возможность реальная, но вряд ли кто-нибудь был счастлив, на нее полагаясь.
Во-вторых, даже если бы твердотельные антенны смогли обнаружить гравитационные волны, с помощью них было бы невероятно трудно раскодировать переносимые волнами сигналы симфоний, фактически, им бы это сделать не удалось. Причина была проста: так же как камертон или бокал откликаются в унисон только на звук, частота которого близка к его собственной частоте, так и болванка откликается только на гравитационные волны, частота которых находится около ее собственной частоты. Говоря на техническом языке, твердотельный детектор является узкополосным (слово полоса здесь означает диапазон частот, на которые откликается детектор). Но информация о симфониях слияния должна обычно кодироваться в очень широкой полосе частот. Чтобы выделить эту информацию, потребовалось бы создать «ксилофон» из многих болванок, каждая из которых покрывает свой крошечный интервал частот сигнала. Сколько твердотельных детекторов потребуется для такого ксилофона? Для того типа антенн, которые тогда разрабатывались и строились, — несколько тысяч — слишком много, чтобы такое решение было практичным. В принципе, существовала возможность расширить частотный диапазон таких детекторов и обойтись, тем самым, скажем, десятком болванок, но это потребовало бы куда большего прогресса в технике, чем даже достижение чувствительности в 10-21.
Хотя в 1980-х я воздерживался от публичных высказываний, отражающих мой пессимистичный взгляд, сам я рассматривал ситуацию как трагичную, поскольку Вебером, Брагинским и многими моими другими друзьями было вложено в твердотельные детекторы так много усилий, а также потому, что я был убежден, что гравитационное излучение потенциально может перевернуть наши представления о Вселенной.
Чтобы понять, к какому перевороту может привести детектирование и дешифровка гравитационных волн, вспомним детали предыдущих переворотов: тех, которые были вызваны развитием рентгеновских и радиотелескопов (главы 8 и 9).
В 1930-х, до появления радиоастрономии и рентгеновской астрономии, наши знания о Вселенной появлялись почти исключительно благодаря свету. Свет показывал нам тихую и статичную Вселенную, в которой доминировали звезды и планеты, мирно передвигающиеся по своим орбитам и светящие ровным светом, Вселенную, в которой на изменения требуются миллионы и миллиарды лет.
Это представление о спокойной Вселенной вдребезги разбилось в 1950-х, 1960-х и 1970-х, когда радиоволны и рентгеновские лучи показали нам бурную сторону нашей Вселенной: струи, извергаемые из галактических ядер, квазары с меняющейся яркостью, более яркие, чем наша галактика, пульсары с мощными лучами, бьющими из поверхности и вращающимися с высокой скоростью. Самые яркие объекты, наблюдаемые в оптические телескопы, — это Солнце, планеты и несколько ближайших статичных звезд. Самыми яркими объектами, видимыми с помощью радиотелескопов, являются мощные взрывы в ядрах удаленных галактик, обеспечиваемые энергией (вероятно) гигантских черных дыр. Самыми яркими объектами для рентгеновских телескопов являются малые черные дыры и нейтронные звезды, отбирающие горячий газ у своих компаньонов в двойной системе.
Что такого особенного в радиоволнах и рентгеновских лучах, что позволило им совершить такой впечатляющий переворот? Ключевым является то, что они обеспечили нас совершенно другим видом информации, чем та, которую приносит свет: свет с длиной волны в полмикрона излучается в первую очередь атомами, находящимися в атмосферах звезд и планет, и поэтому рассказывает нам об этих атмосферах. Радиоволны, имеющие в 10 миллионов раз большую длину волны, излучаются в основном электронами, обращающимися по спиралям с околосветовыми скоростями в магнитных полях, и поэтому сообщают нам о замагниченных струях, извергаемых из ядер галактик, о гигантских магнитных межгалактических лепестках, созданных струями и о магнитных лучах пульсаров. Рентгеновские лучи, имеющие длины волн в тысячи раз более короткие, чем свет, излучаются в основном электронами сверхгорячего газа, падающего на черные дыры и нейтронные звезды, и поэтому говорят нам непосредственно об аккрецирующем газе и косвенно о черных дырах и нейтронных звездах.
