Астрофизика, кванты и теория относительности - Каррелли А.
Скачать (прямая ссылка):
Первые эксперименты на основе РИСДБ были ограничены возможностями оборудования — отсутствием устройства надлежащей калибровки и средств для двухчастотных наблюдений. Эти ограничения, конечно, не являются существенными. Поэтому разумно ожидать, что неточность в оценке у уменьшится до 0,001 в экспериментах с РИСДБ.
Далеко не исчерпаны возможности экспериментов в оптической части спектра. Для выполнения эксперимента по измерению отклонения лучей света Хилл и его сотрудники разработали очень сложный оптический астрометрический телескоп, в котором среди прочего используется также лазерная интер-ферометрическая техника. Эта группа собирается использовать диаметр Солнца как единицу длины и использовать планеты, а не звезды в качестве мишени1). Основание для этого выбора заключается в том, что разность между небесной, или эклиптической, широтой данной звезды и соответствующей широтой Солнца остается примерно постоянной при близком прохождении луча и оценка этой разности хорошо коррелирует с оценкой отклонения. Для планеты в качестве мишени наименьшее угловое удаление от Солнца варьирует от соединения до соединения, и, имея данные для нескольких соединений, можно найти одновременно как соответствующие орбитальные элементы, так и значение параметра у, который описывает отклонение луча в ППН-формализме. Хилл предполагает, что точность оценки у будет порядка 0,002. Однако планеты не являются точечными мишенями; на этом уровне точности топография планеты, так же как вариации альбедо вблизи лимба планеты, становятся важными возможными источниками систематических ошибок. Хилл надеется преодолеть эти трудности путем использования метода конечных преобразований Фурье для определения по-
1J Сообщение об экспериментах, проведенных группой Хилла с помощью данного телескопа в 1979 г., опубликовано в работе [52]. — Прим. перев.
6. Экспериментальная проверка ОТО
225
ложения лимба. Он также собирается уменьшить проблемы, связанные с рассеянным светом, путем использования интерферометра радиального смещения с телескопом. Разумеется, как и во всех таких экспериментах, нельзя предсказать, когда будут получены полезные результаты.
Будущее представляется более оптимистическим, если рассматривать оптическую интерферометрию с земной орбиты. Здесь существует потенциальная возможность (если не учитывать расходы) получить для сг(у) значение 10~6 или, возможно, еще ниже. Предварительное исследование характеристик такого инструмента находится на стадии рассмотрения [26], и уже выполнены расчеты предсказываемых релятивистских эффектов второго порядка по отклонению лучей света [53]. Хотя существует много более слабых эффектов, ранее игнорировавшихся, которые следует рассмотреть, представляется, однако, что нет серьезной причины, которая могла бы помешать обнаружению релятивистских эффектов второго порядка.
Общая теория относительности предсказывает, что время распространения сигнала между двумя «фиксированными» точками должно возрастать, если вблизи пути сигнала нахо* дится массивное тело [31]. Как это предсказание может быть проверено? Естественным методом является использование двух планет в качестве фиксированных точек и Солнца как массивного тела. Световой сигнал может быть послан с Земли по направлению к планете-мишени, и после детектирования отраженного сигнала может быть измерено время распространения. Согласно общей теории относительности, «добавочное» время запаздывания эха Дт, обусловленное прямым действием грави^ тационного потенциала Солнца, дается выражением
в которое введен множитель (1+у)/2, следующий из ППН-формализма. Здесь в дополнение к уже определенным величинам г0 = GMqIc2 « 1,5 км, M0 — масса Солнца, ге и гр — гелиоцентрические координаты Земли и планеты-мишени соответственно, a R — расстояние между планетами. В Ar имеет место логарифмическая сингулярность, такая, что максимальное запаздывание порядка 250 мкс для лучей, которые почти касаются лимба Солнца.
5. Запаздывание сигнала
(8)
8 Зак. 203
226
И. Шапиро
Эксперименты по измерению At проводились несколько раз, сначала путем радиолокационных наблюдений планет1), а совсем недавно путем радиослежения за космическими аппаратами «Маринер 6» и «Маринер 7» [1] на гелиоцентрической орбите и «Маринер 9» на орбите вокруг Марса.
Радиослежение за космическим кораблем дает гораздо большую точность* чем пассивные радиолокационные измерения, которые помимо низкого отношения сигнала к шуму затрудняются также чрезвычайно сложной топографией поверхностей планет (в пределах от миллиметров и ниже до километров и выше). В І976 г. космический корабль «Викинг» обеспечил возможность получить огромное повышение точности такого эксперимента. Это повышение было обусловлено рядом факторов. Например, оборудование при удовлетворительной его работе позволяло измерить полную задержку радиосигналов с точностью на уровне 10 не, что в несколько раз лучше, чем для использовавшихся ранее аппаратов. Этот предел налагается не отношением сигнала к шуму, а обусловлен трудностью калибровки временных задержек в аппаратуре корабля и в системе «антенна — отражатель — приемник» на Земле. Предел отношения сигнала к шуму для большинства таких измерений составляет лишь несколько наносекунд. Таким образом, при некоторых условиях можно измерить расстояние от точки на Земле до точки на Марсе с точностью до 2 м (возможно, это рекорд, достойный включения в какую-то подходящую книгу рекордов) .
