Гравитационные волны в ОТО и проблема их обнаружения - Бичак И.
Скачать (прямая ссылка):
ГРАВИТАЦИОННАЯ АНТЕННА НА СВОБОДНЫХ МАССАХ
Идея использования оптического интерферометра с когерентной лазерной накачкой обсуждалась еще в 1962 г. [227]. Авторы показали, что действие гравитационной волны на интерферометр может быть интерпретировано как эквивалентное изменение показателя преломления вдоль распространения луча света An~h или как деформация геометрического пути луча Al/l~h. Почти десять лет спустя была построена первая модель оптической гравитационной антенны в лаборатории фирмы Хьюз [228]. Конструкция была следующей. Две пробные массы, слабо связанные с лабораторией, жестко скреплялись с зеркалами интерферометра. Плечи интерферометра взаимно перпендикулярны. Вся система эквивалентна двум скрещенным гравитационным детекторам,, что более эффективно использует особенности поляризации плоской гравитационной волны. По размерам это была небольшая модель с длиной плеч — 1 м, мощностью лазерного источника — 80 мкВт и с чувствительностью к взаимным перемещениям масс—зеркал ~10~14 м/Гц. За время ~1 с можно было регистрировать относительные деформации плеч є~10-14, что на два порядка хуже чувствительности антенны Вебера.
По сравнению с веберовским детектором отклик интерферо-метрической антенны может быть ослаблен из-за потери механических резонансных свойств. Зато приобретается новое важное качество — широкополосность приема. В реальной ситуации «резонансное усиление отклика» в соот раз у детектора Вебера суще-
207І ственно лишь при достаточно длинных сигналах. Для коротких всплесков, содержащих лишь один период частоты со0, рассчитывать на резонансное усиление не приходится. Наоборот, отклик определяется исключительно жесткостью гравитационного детектора и для свободных масс должен быть больше. Широкополос-ность антенны на свободных массах очевидна: в силу принципа эквивалентности инерционность масс для гравитационного воздействия роли не играет; относительное смещение масс в точности повторяет закон изменения h(t).
Гравитационная волна задает относительное смещение свободных масс ft=A///. В то же время чувствительность интерферометра определяется абсолютной величиной регистрируемых сдвигов А/. Отсюда ясно, что выгоден интерферометр с длинными плечами. Неразумно выбирать базу больше половины длины гравитационной волны, так как в противном случае полезный эффект будет лишь уменьшен: за время путешествия светового луча между зеркалами, последние успевают переместиться. Таким образом, Imax= (X/2)-100 км для частот -IO3 Гц. Максимум чувствительности любой оптической системы регистрации в принципе ограничен квантовым пуассоновским шумом числа квантов в световом потоке. Другие виды шумов, но крайней мере теоретически, могут быть скомпенсированы. Поэтому предельное разрешение по смещению интерферометрической антенны легко получить, приравнивая вариации интенсивности на выходе интерферометра Д///ср~2яД/Де вариациям числа фотонов (г|РД//йсое)1/2/ У(т]Р/йсое); P — средняя мощность светового потока, т] — квантовый выход фотодетектора. Отсюда имеем оценку регистрируемого смещения A/min:
Подстановка значений Хе=5-10~7 м, т] = 1, P=I Вт, А/-1 кГц дает A/min—Ю-15 м. (Отметим, что для параметров макета фирмы Хьюз: г]—0,3, P-80 мкВт, А/-1 Гц, — теория предсказывает A/min — 6-Ю-15 м, т. е. достигнутая на практике чувствительность —10~14 м/Гц была близка к теоретическому пределу.) Предполагая базу интерферометра равной /^lO2 км, получаем для чувствительности К относительным смещениям (A/min//) —ft—10~20 на грани реалистического прогноза астрофизики.
Очевидно, однако, что оптический канал длиной —100 км, ва-куумированный по всей длине, в земных условиях представляет весьма серьезную технико-экономическую задачу. По этой причине долгое время отношение к оптическому варианту гравитационной антенны оставалось скептическим. Измерения [228] рассматривали как иллюстрацию к оптическим методам регистрации малых смещений, которые, возможно, будут пригодны для построения гравантенны в космосе.
Простая техническая идея многократного отражения возродила интерес к данной проблеме. В работе [229] было предложено
208І заменить фактическую длину базы эквивалентным увеличением плеча интерферометра в я» 1 раз за счет многократных отражений луча между зеркалами. Эффективное изменение длины плеча Al в такой конструкции усиливается в п раз. Для того чтобы набрать на длине I0= 10 м, тот же эффект, который дает база /= = 100 км, нужно обеспечить H = IiIq-IO4 проходов «туда—обратно». Таким образом, в принципе, появляется возможность реализации широкополосной гравитационной антенны на почти «лабораторном» размере —10 м.
На практике достигнуть желаемого уровня чувствительности весьма сложно. Стандартные коммерческие лазеры, даже одномо-довые, обладают флуктуациями интенсивности, значительно (на три-четыре порядка) превышающими пуассоновский предел в области частот от нуля до примерно 10 Мгц. Серьезную проблему представляет необходимость борьбы с механическими флуктуациями масс. Ограничения здесь тоже весьма жесткие. Механический шум должен быть меньше пуассоновской границы чувствительности интерферометра, при этом массы должны оставаться «свободными» на частотах IO2—IO4 Гц. Таким образом, практическая реализация проекта зависит от уровня экспериментального искусства: сейсмической изоляции, величины потерь в подвеске на частоте волны и др. Требования еще усиливаются из-за «накопления» механических флуктуаций в многолучевом варианте. Аналогично растут требования к качеству вакуума на пути распространения лучей. В то же время подчеркнем, что этот вариант антенны свободен от главной технической проблемы веберовской антенны, заключенной в необходимости регистрировать сверхмалые амплитуды колебаний детектора ~10-17—10~19 см и меньше.
