Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Физика -> Брагинский В.Б. -> "Гравитационные волны" -> 8

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 12 13 .. 14 >> Следующая


случае является амплитуда разности ускорений agrav = 2 х 10 -15 см / s 2. Дело в том, что при достаточно точных измерениях орбит спутников оказывается, что они движутся и не по ньютоновским орбитам и даже не по эйнштейновским (т. е. в соответствии с ОТО). Для относительно легких спутников (массой порядка 100 кг) это отличие в величине ускорений просто измерить: оно около

10 - 5 см / s 2 для низколетящих околоземных и порядка 10 -6 см / s 2 для спутников достаточно далеких от Земли. В первом случае спутников “притормаживают” хвосты земной атмосферы, во втором - это, в основном, простой эффект давления солнечной радиации (которая ко всему прочему не постоянна). Как отделаться от этого неприятного “волочения” спутников (в англоязычной литературе употребляется термин drag) известно давно. Нужно внутрь (в самый центр) спутника поместить управляющую массу. Она защищена от давления хвостов атмосферы и от давления солнечной радиации. Массу следует окружить бесконтактными датчиками координат (массы относительно центра спутника). Датчики

15
должны управлять несколькими маломощными реактивными двигателями. Цель этого “управления”: “выставить” весь спутник так, чтобы управляющая масса все время находилась в гравитационном центре спутника. Первый такой спутник был сделан и запущен в 1972г. профессором ДеБра и его коллегами из Стэнфордского Университета (США). В нем удалось “подавить” негравитационное ускорение

спутника до 10 -8 см / s 2 . В последующие годы, на других спутниках остаточное

“волочение” было снижено до 10 -10 см / s 2 .

Из этого краткого описания ясно, насколько сложна задача разработчиков спутникового “оснащения” в проекте LISA, в котором негравитационное остаточное ускорение должно быть на уровне меньшем 10 -15 см / s 2 (при времени усреднения порядка 103s ) т. е. на пять (!) порядков лучше, чем достигнутое к настоящему времени. Для иллюстрации сложности этой задачи уместно указать на то, что стенки камеры, в которую помещена управляющая масса, должны иметь одну и ту же температуру. Допускается разница в температуре не более 10 -7 0 C (а ведь на спутник “обрушивается” несколько киловатт мощности оптического излучения Солнца!).

В ближайшие два года предполагается в рамках проекта LISA запустить пробный спутник, на котором должно быть проведено испытание описанной выше системы подавления “волочения” спутника. Три собственно основных спутника LISA предполагается “установить” на их орбитах в 2010-2012 гг.

Как отмечалось выше, физические задачи проекта LISA существенно отличаются от задач LIGO и VIRGO. Причина отличия - другой диапазон длин волн гравитационного излучения. Первое, что смогут зарегистрировать с большой надежностью, это гравитационное излучение от близких к нашей Солнечной системе двойных звезд (а не редкое в Галактике слияние нейтронных пар!). У многих таких двойных звезд хорошо известен период обращения (по оптическим измере-

16
ниям), и эта информация существенно облегчает задачу обнаружения. Вторая задача - это обнаружение излучения при поглощении сверхмассивными черными дырами нейтронных звезд. Наиболее интересным с нашей точки зрения является третья задача: обнаружение фона реликтового гравитационного излучения (аналогичного реликтовому электромагнитному излучению, открытому в 1965 г.). Когда такое открытие произойдет - на улице космологов будет большой праздник, т. к. информация о величине и спектре этого излучения должна весьма существенно повлиять на наши представления об очень ранних стадиях процесса рождения нашей Вселенной.

Подробное описание проекта LISA читатель сможет найти в сборнике статей [11].

V. Гравитационные волны во Вселенной

Между гравитационными волнами и электромагнитными волнами существует много сходства, но есть и существенные различия. Одно из различий, которое важно для этого параграфа — допустимые частоты свободно распространяющегося излучения. Диапазон электромагнитного излучения, которое может свободно распространяться в лаборатории, на Земле или в космическом пространстве, ограничен. Со стороны верхних частот эти

26

ограничения начинаются с частоты фотонов порядка 10 Гц, со стороны нижних

частот ограничения начинаются для волн порядка 10 - 100 Гц. Волны более низкой частоты или более высокой частоты, чем этот диапазон, эффективно поглощаются веществом, которое присутствует в лаборатории, на Земле, в космическом пространстве. Несмотря на эти ограничения, диапазон частот, в котором свободно существует электромагнитное излучение, как можно видеть из приведенных оценок, достаточно широк.

Для гравитационных волн диапазон свободного распространения волн существенно шире. Самые высокочастотные гравитоны, которые могут распространяться в нашей Вселенной, могут иметь частоту, сравнимую с так

43

называемой планковской частотой 10 Гц. Самые низкочастотные

гравитационные волны имеют период сравнимый со временем существования
Предыдущая << 1 .. 2 3 4 5 6 7 < 8 > 9 10 11 12 13 .. 14 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

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

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed