Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Физика -> Брагинский В.Б. -> "Гравитационные волны" -> 5

Гравитационные волны - Брагинский В.Б.

Брагинский В.Б., Сажин М.В. Гравитационные волны — МГУ, 1963. — 31 c.
Скачать (прямая ссылка): gravitacionnievolni1963.pdf
Предыдущая << 1 .. 2 3 4 < 5 > 6 7 8 9 10 11 .. 14 >> Следующая


2 х 10 -16 см [9].

В 1996 г. началось строительство двух полномасштабных антенн (собственно проект LIGO), одна из которых расположена в галечной пустыне самого северо-западного штата Вашингтон (недалеко от атомных реакторов), а вторая - в дельте Миссисипи. Расстояние между антеннами около 3 тыс. км. Это расстояние гравитационная волна “проходит” за 10 миллисекунд. При времени усреднения Т = 5 х 10 -3 сек пара таких антенн, при удачном пространственном расположении источника, сможет определить его угловые координаты с погрешностью в несколько градусов. Антенны LIGO “вступили в строй” два года тому назад, и в настоящее время примерно половину времени работают в режиме записи сигнала. Вторая половина времени расходуется на доводку следящей системы (которая “подстраивает” две пары зеркал) и других элементов антенны. Уже достигнута чувствительность примерно на порядок меньшая планируемой на первом этапе.

9
При достигнутой уже чувствительности можно обнаружить всплеск от слияния двух нейтронных звезд на расстоянии больше одного мегапарсека. В ближайшие месяцы ожидается, что планируемая величина h = 10-21 будет достигнута, и в течение нескольких лет будет продолжаться поиск (ожидание) всплесков в режиме совпадения. Затем вся внутренняя начинка будет заменена, и в 2007-2008 г. начнется второй этап, когда чувствительность должна достигнуть h = 10-22 (и соответственно Al = 2 х 10 17 см ). В этом случае можно будет рассчитывать на обнаружение всплесков с расстояния 200-300 мегапарсек.

Здесь уместно коротко описать основные технические особенности антенны. Основная (и самая ее дорогостоящая часть) это две четырехкилометровые вакуумные трубы (диаметром 1,2 м), в которых давление 10"9 тор, и кроме этого высокого вакуума и лазерного луча в трубах нет ничего. Трубы “перемежаются” относительно большими вакуумными танками, в которых размещены шедевры антисейсмической изоляции, не подпускающие сейсмические шумы к “нежно” подвешенным десятикилограммовым зеркалам (об уровне “нежности” см. ниже). Лазерная накачка производится от уникально стабилизированного лазера (три ступени стабилизации). Вся система зеркал и стабилизации частоты лазера “обслуживается” довольно сложной системой слежения настройки. Кроме этого, антенну “обслуживает” еще одна система датчиков, которые регистрируют сейсмическую активность, флуктуации магнитного поля Земли в районах антенн и фон космического излучения. Последнее делается для того, чтобы исключить то, что обычно называют сигналом “ложной тревоги”.

Изначально проект LIGO был только национальным, и в нем принимали участие исключительно сотрудники Калтека и MIT (California Institute of Technology and Massachusetts Institute of Technology). Руководство Национальный Фонда Научных Исследований США (которое осуществляет контроль и финансирование) преобразовало этот проект в Международный. В 1993 г. к нему присоединилась группа ученых из МГУ (в нее входит и один из авторов этого обзора), позднее присоединилась и группа из Института Прикладной физики РАН (г. Нижний Новгород), группы из Университетов г. Глазго и г. Ганновера. Кроме этих групп в содружество также влились и несколько новых групп из американских университетов (Пенсильванского, Луизианского, Стэнфордского и других). Всего в это содружество входит около 100 ученых и инженеров.

Проект LIGO имеет одну важную особенность, которая отражена в последней букве его названия-аббревиатуры - Обсерватория. Это название есть не только следствие того, что предполагаются многолетние наблюдения (здания и все внутренние инженерные сооружения рассчитаны на 30 лет), но и потому, что предполагается, что чувствительность антенн будет этап за этапом систематически увеличиваться (как следствие изменения внутренней “начинки”: зеркал, их подвески, антисейсмической изоляции и т. п.). Причина такого оптимизма есть следствие одного фундаментального квантового утверждения. Выше отмечалось,

что измеряемая разность сил Fgrav = 2 х 10-6 дины, заставляющая зеркала колебаться, порождена плотностью мощности потока гравитационного излучения около 10-2 Вт/м . Этой величине соответствует огромное число гравитонов, “проходящих” через сечение антенны (около 1045 “штук”) и соответственно порождающих такую силу. Большое количество гравитонов, позволяет считать такую силу (и даже много меньшую по величине) чисто классической силой (т. е. нет необходимости квантовать поле гравитационной волны). Но квантовая теория измерений утверждает, что для классической силы, действующей на массу (свободную или массу осциллятора) нет минимального предела чувствительности (!). Как мы увидим дальше квантовые ограничения все же существуют, но их можно

10
обойти. Теперь, необходимо пояснить термин “нежно”, употребленный выше для описания подвеса зеркал оптического резонатора Фабри-Перо, то есть в главном элементе антенны. Кроме силы Fgrav, на зеркало действуют и другие, которые являются случайными (шумовыми), и которые необходимо уменьшать. Одним из наиболее важных источников шума является связь центра массы зеркала с термостатом. Согласно одной из фундаментальных физических теорем (флуктуацион-но-диссипативной теореме (ББТ)) эта связь определяет-
Предыдущая << 1 .. 2 3 4 < 5 > 6 7 8 9 10 11 .. 14 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

Есть, чем поделиться? Отправьте
материал
нам
Авторские права © 2009 BooksShare.
Все права защищены.
Rambler's Top100

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed