Нобелевские лауреаты по астрономии

Размещено на http://www.allbest.ru/

Нобелевские лауреаты по астрономии

Содержание

Введение

Рукой подать

Эдвин Хаббл

Чандрасекар Субрахманьян

Сол Перлмуттер, Адам Рисс и Брайан Шмидт

Райнеру Вайссу, Кипу Торну, и Барри Бэришу

Торн и Вебер

Введение

Как известно, Нобелевскую премию по астрономии (как и по математике) НЕ присуждают. Однако Нобелевские лауреаты по физике является и всегда будут. Некоторые талантливые ученые-астрономы, учитывая сходство родственных наук физики и астрономии, сумели достичь научного Олимпа, и стать самыми почитаемыми Нобелевскими лауреатами.

вселенная гравитационный чёрнотельность премия

Рукой подать

Читая новость о том, что на расстоянии 13,1 миллиарда световых лет обнаружен самый удалённый объект во вселенной, редкий читатель задумывается над тем, как это расстояние было измерено. Вместе с тем вопрос определения шкалы расстояний Вселенной является очень непростым.

Рис. 1 Расширение или сжатие вселенной.

В 20-е годы прошлого века ключевым в физике был вопрос статичности Вселенной. Еще в 1917 году Альберт Эйнштейн решил применить разработанную им теорию ко всей материи в космосе. Для этого он предположил, что на достаточно больших масштабах распределение этой самой материи во Вселенной можно считать однородным. Записав свои уравнения, Эйнштейн обнаружил неожиданный факт - у полученной системы не было стационарного решения, то есть Вселенная либо расширялась, либо сжималась.

Легендарный физик был против идеи нестатической Вселенной (он считал, что она имеет конечный постоянный радиус), поэтому поправил собственные уравнения, добавив туда параметр лямбда, который получил название космологической постоянной. Эта постоянная представляла собой некоторую "антигравитацию", которая должна была уравновесить взаимное притяжении материи остальной Вселенной. С этой поправкой с самого начала возникли трудности. В 1922 году советский математик Александр Фридман опубликовал в журнале Zeitschrift fьr Physik работу, в которой доказал, что решение Эйнштейна не является устойчивым. Фактически это означает, что малейшее возмущение способно вывести весь космос из равновесия. Позже идея о нестатичности Вселенной получила практическое подтверждение в работах Леметра и Хаббла, и великий Эйнштейн вынужден был смириться. Базовым является метод тригонометрического параллакса. Дело в том, что при годичном движении Земли по эллиптической орбите звезда, неподвижная относительно Солнца, описывает на небе свой собственный эллипс размером поменьше.

Полуоси этого эллипса позволяют определить расстояние до такой звезды. Главный недостаток этого метода, который астрономы использовали уже в XIX веке, заключается в том, что он работает только для относительно близких звезд - например, запущенный в 1989 году космический телескоп Hipparcos, оснащенный самым современным на тот момент оборудованием, смог измерить параллакс (и, следовательно, расстояние) до звезд, расположенных не дальше 1600 световых лет от Земли. Это менее процента диаметра Млечного Пути, поэтому для глобальной космологии такое измерение не подходит.

Прорыв в вопросе определения расстояния случился в 20-х годах прошлого века. В 1929 году в журнале Proceedings of the National Academy of Sciences появилась работа Эдвина Хаббла, в которой тот определял расстояния до туманностей. На тот момент они считались просто облаками газа и пыли внутри Млечного Пути (вообще, многие астрономы были уверены, что в космосе существует всего одна Галактика). Для своих нужд Хаббл использовал цефеиды - звезды, чья абсолютная звездная величина определяется периодом пульсации (теория цефеид была откалибрована по близким к Земле звездам такого типа, расстояние до которых было получено при помощи измерения геометрического параллакса). Наблюдая за туманностями, Хаббл обнаружил, что в них можно различить пульсирующие звезды - те же цефеиды, просто расположенные в этих туманностях.

Оценив видимую звездную величину этих звезд и сравнив ее с абсолютной, вычисленной по периоду колебаний, он обнаружил, что туманности на самом деле удалены от Земли на громадные расстояния - миллионы световых лет. Из этого он заключил, что туманности - суть отдельные галактики. Это, впрочем, было не главным открытием Хаббла - астроном обнаружил, что "радиальная скорость удаления галактик пропорциональна расстоянию до них" (кстати, примерно так называлась работа ученого). Коэффициент пропорциональности (в работе он был вычислен очень грубо) получил название постоянной Хаббла. Позже выяснилось, однако, что речь в законе Хаббла идет все-таки не про скорость. Дело в том, что в своих первоначальных расчетах астроном полагал, что красное смещение исходящего от галактик света обусловлено исключительно эффектом Доплера. В 30-е годы, однако, теоретики выяснили, что причина у красного смещения в законе совершенно другая - расширение Вселенной. Все очень просто: пока электромагнитная волна летит через космос, пространство растягивается и волна прибывает к наблюдателю длиннее, чем была, когда покидала источник.

Руководствуясь законом Хаббла, расстояния стали мерить просто в красном смещении, которое обозначают через z.В общем, несмотря на то, что теоретическую основу для измерения расстояния по цефеидам заложил не Хаббл, он стал первым, кто применил его на практике (хотя, на самом деле, там очень мутная и неприятная история с Жоржем Леметром и его работой 1927 года в бельгийском Annales de la Societe scientifique de Bruxelles, которая характеризует американца не с лучшей стороны). Научное сообщество, в свою очередь, приняло закон Хаббла, а Эйнштейн вынужден был признать введение космологической постоянной (см. врез) "своей главной ошибкой".

Согласно вердикту Нобелевского комитета, премия присуждена Мейзеру и Смуту за «открытие чёрнотельности спектра и анизотропию космического фонового излучения».

Основные результаты были ими получены в 1992 г. на основании данных, собранных специализированным научным спутником СОВЕ (Cosmic Background Explorer), запущенным в 1989 г. Это был первый американский аппарат, специально предназначенный для космологических исследований. Наиболее важными были две группы приборов. Дифференциальные микроволновые радиометры были предназначены для обнаружения анизотропии -- пространственной неравномерности распределения температуры реликтового излучения. За эту часть оборудования и измерений отвечал Джордж Смут. А вот высокоточное измерение реликтового излучения с помощью спектрофотометра курировал Джон Мейзер. Он же осуществлял и общее руководство проектом.

Тут надо, наверное, сказать, что космическое фоновое микроволновое излучение по современным представлениям ученых возникло через 380 тыс. лет после Большого взрыва, который дал начало нашей Вселенной. Так что его ещё называют реликтовым излучением.

В момент рождения его температура составляла 3-4 тыс. градусов Кельвина, но за 13 с лишним миллиардов лет оно успело остыть примерно в 1000 раз и ныне оно «нагрето» всего лишь примерно до 3 градусов Кельвина.

Далее, из так называемой горячей модели рождения Вселенной вытекает, что спектр нынешнего реликтового излучения должен почти точно совпадать со спектром абсолютно чёрного тела. За одним лишь исключением. Спектр чёрно-тельного излучения совершенно гладкий, а вот спектру микроволновой радиации полагается немного «рябить». Иначе говоря, температура излучения, приходящего с разных участков небосвода, должна иметь какие-то флуктуации или вариации. Согласно теории, они возникают из-за пространственных неоднородностей в распределении материи, рожденной Большим взрывом. Это, кстати, и сделало возможным рождение галактик, звёзд, планет и прочих небесных тел.Само реликтовое излучение было обнаружено в 1965 г. С тех пор его тщательно изучали как с земли, так и со стратостатов и геофизических ракет.

В результате четверть века тому назад некоторые астрофизики пришли к заключению, что спектр реликтового излучения отличается от чёрнотельного сильнее, нежели позволяет модель Большого взрыва. А стало быть, требовался решающий эксперимент, который должен был или снять все возражения, или подтвердить их. Однако его можно было выполнить только в космосе, поскольку земная атмосфера непрозрачна для многих участков реликтового спектра.

Таким экспериментом и стал запуск СОВЕ. Спутник проработал в космосе четыре года, и его приборы подтвердили, что спектр реликтового излучения строго соответствует требованиям модели горячего рождения Вселенной. Была точно измерена его температура (2,726°К) и обнаружены ее флуктуации (так называемая анизотропия излучения), причём с амплитудой порядка одной стотысячной доли градуса, как того и требовала теория.

Эдвин Хаббл

В 1929 г. американский астроном Эдвин Хаббл(о нём уже говорилось ранее) обнаружил, что галактики разлетаются; стало быть, Вселенная является вовсе не стационарным, а эволюционирующим объектом.

Вычисления Хаббла заложили основу современной теории Большого взрыва, согласно которой получается, что наша Вселенная возникла чуть менее 14 млрд лет тому назад в результате спонтанного взрыва (его причину ещё предстоит отыскать) невообразимо плотной материи, которая была сконцентрирована в течке размером с булавочную головку. Эта точка при взрыве выбросила огромное количество энергии, а также материи, из которой затем и образовались все галактики, звезды, планеты и другие небесные тела. Этот же момент является и началом отсчёта времени, поскольку до него классические законы попросту не действовали.

Рис 2 Процесс расширения большого взрыва.

Своеобразным эхом этого взрыва и поныне является то самое фоновое или реликтовое излучение, которые и изучали нобелевские лауреаты. Наличие такого излучения предсказал ещё в 1948 г. Правда, в то время речь шла лишь об изотропном, то есть одинаковом во всех направлениях излучении. Однако теоретики полагали, что после Большого взрыва должна была иметь место и анизотропия, то есть неоднородность излучения. Только так можно объяснить, почему во Вселенной образовались те сгустки материи, из которых в конце концов сконденсировались все современные небесные тела.

С целью экспериментального подтверждения выводов теоретиков и был затеян, как уже говорилось, эксперимент СОВЕ. Началась работа в 1974 г. Однако реализовать проект удалось лишь 15 лет спустя. Впрочем, задержка с запуском имела и положительный аспект -- за это время были значительно усовершенствованы измерительные приборы, что в конечном итоге и привело к победе.

«Мы заглянули в то время, когда Вселенной было 300 -- 400 тыс. лет, -- говорит Дж. Смут. -- Казалось бы, и это солидный срок. Однако вспомните, общий возраст Вселенной составляет почти 14 млрд лет. Так что если провести аналогию с возрастом человека, то получается, что исследователи смогли зафиксировать развитие эмбриона спустя несколько часов после его зачатия».

Полученные результаты учёные доложили в 1992 г. на одной из научных конференций. Коллеги приветствовали выступление бурными аплодисментами. Ведь, кроме прочего, впервые было доказано, что спектр фонового излучения совпадает с излучением так называемого абсолютно чёрного тела. А этот спектр характерен тем, что распределение энергии излучения зависит исключительно or температуры.

Джон Мейзер полагает, что этот факт действительно говорит о том, что излучение является эхом Большого взрыва: «Иначе невозможно объяснить точное соответствие измеренного нами спектра со спектром идеального чёрного тела».

Правда, учёные пытались найти и иные объяснения этому факту. Но пока ничего вразумительного предложить не смогли. А если найдут -- это, наверное, будет основанием для присуждения очередной Нобелевской премии. Ведь тогда теоретикам придется изобретать и новый вариант образования Вселенной.

А что же наши?.. Ещё в июле 1983 г. -- за 6 лет до американского -- в СССР был запущен спутник «Прогноз-9», удалившийся от Земли далеко за орбиту Луны, на расстояние 700 тыс. км, чтобы там, на просторе, и обнаружить первые проявления анизотропии. По словам Дмитрия Скулачёва, одного из авторов проекта, спутник начал передавать весьма интересную информацию, но в феврале 1984 г. врезался в Луну и прекратил существование. «Мы начали готовить запуск следующего спутника, но тут грянула перестройка, -- пояснил ученый. -- Ещё мы проиграли информационную войну из-за того, что меньше раскручивали свой проект. И это очень обидно. Хотя за успех коллег я рад, потому что работа ,которую они проделали, хорошая»…

Научным руководителем эксперимента «Реликт» в Институте космических исследований был академик Николай Кардашев, техническим руководителем -- доктор физико-математических наук Игорь Струков. Данные «Прогноза» были обработаны, и в январе 1992 г. доложены в Москве в Астрономическом институте имени Штернберга.

Затем об открытии анизотропии были сделаны публикации в «Письмах в Астрономический журнал» АН СССР и в английском Monthly Notices Royal Astronomical Society, издаваемом Королевским обществом. Статьи были подписаны Игорем Струковым, Дмитрием Скулачёвым, Андреем Брюхановым и Михаилом Сажиным.

И только после этого, в мае 1992 г., заметку с аналогичным сообщением опубликовали американцы. Правда, качество американских данных оказалось выше, поскольку их спутник был новее и совершеннее.

В начале 90-х в России готовились запустить новый спутник на орбиту в 1 млн. км от Земли для постановки эксперимента «Реликт-2». Он имел аппаратуру чувствительностью в несколько раз выше, чем у американцев. Однако в России денег на науку в ту пору не выделялось вовсе -- и практически готовый аппарат так и не увидел космоса.

Американцы, между тем, продолжали работать, запустили новый спутник W-MAP; кстати, первая буква названия -- своеобразная дань памяти выдающегося неудачника Вилкинсона. В 1965 г. он вместе с Пензиосом и Вильсоном должен был получить Нобелевскую премию, но его почему-то прокатили...

Имена же российских учёных, которые уже не участвовали в научной гонке, забылись: их перестали цитировать. А сделавший первый в мире доклад об анизотропии реликтового излучения Андрей Брюханов вообще покинул науку и теперь работает в компьютерной фирме.

Чандрасекар Субрахманьян

Индийско-американский астрофизик Субрахманьян Чандрасекар Получив стипендию индийского правительства для обучения в аспирантуре Кембриджского университета, Ч. в 1930 г. отправился морем к берегам Англии. Во время долгого путешествия он читал книгу Артура Эддингтона «Внутреннее строение звезд», которую получил в качестве награды на физическом конкурсе. В этой книге видный британский астроном утверждал, что все звезды, когда истощается топливо, поддерживавшее ядерную реакцию, сжимаются под действием собственного веса, выделяя избыток энергии в пространство. Такая звезда, как Солнце, сожмется в белый раскаленный шар размером с Землю, называемый белым карликом, с плотностью в 10 тонн на кубический сантиметр, после чего она будет просто остывать, в остальном оставаясь вечно неизменной. В Тринити-колледже в Кембридже Ч. исследовал поведение умирающих звезд под руководством физика Ральфа Говарда Фаулера, и в возрасте двадцати одного года он опубликовал три работы «Конфигурации звездных масс при сильном сжатии» ("The Highly Collapsed Configurations of a Stellar Mass"), «Максимальная масса идеальных белых карликов» ("The Maximum Mass of Ideal White Dwarfs") и «Плотность белых карликов» ("The Density of White Dwarf Stars"). В этих работах Ч. спорит с Эддингтоном. Взгляды Эддингтона во многом разделял и Фаулер, указывая, что звезды при сжатии образуют объекты планетарного размера, которые становятся либо белыми карликами, раскаленными и соответственно яркими, либо коричневыми карликами, холодными и довольно тусклыми.

В своих ранних работах Ч. показал, что большие и малые звезды ведут себя по-разному после того, как погаснет их ядерный огонь. С помощью квантовой механики и теории относительности он проанализировал поведение звездного вещества в процессе его сжатия, уделяя особое внимание электронам. Если масса звезды достаточно мала, то гравитационное давление, вызывающее сжатие, постепенно уравновешивается внутренним давлением, и звезда достигает положения равновесия при размерах белого карлика. Этот вывод остается справедливым независимо от того, будем ли мы рассчитывать внутреннее давление с помощью классической физики, где его источником считается по преимуществу тепловая энергия электронов, или в рамках квантовой механики, когда приходится учитывать величину, называемую энергией Ферми (по имени Энрико Ферми), которая зависит от плотности электронов. Однако если масса звезды превосходит определенную величину, то электроны будут постепенно сжиматься до такой степени, что их скорости станут близки к скорости света, условие, называемое релятивистским вырождением. В результате гравитационное сжатие превзойдет противодействующие силы и звезда будет продолжать сжиматься до невероятно малого размера и огромной плотности Критическая масса звезды, ниже которой звезда может стать белым карликом, известна теперь как граница Чандрасекара. Она в 1,4 раза превышает массу Солнца.

Из общей теории относительности Альберта Эйнштейна было известно, что массивные звезды, чьи размеры сжимаются меньше некоторого радиуса, не дадут вырваться с их поверхности никакому излучению. Они станут невидимыми. Вычисления Ч. предсказали то, что ныне известно как «черные дыры».

К 1934 г. эти вычисления привели Ч. к предсказанию еще одного звездного события Сжимающаяся мертвая звезда с массой, в 2 или 3 раза превышающей массу Солнца, выделит такое огромное количество энергии, что, превратившись в сверхновую, взорвется. Ее наружная оболочка будет выброшена в пространство, а остаток сожмется до устойчивой нейтронной звезды, не содержащей электрически заряженных электронов и протонов. Ее плотность должна быть порядка 100 млн. тонн на кубический сантиметр.

В январе следующего года, в возрасте 24 лет, Ч. был приглашен на заседание Королевского астрономического общества в Лондоне, где его просили рассказать о своих вычислениях. Только за день до этого он, к своему ужасу, узнал, что Эддингтон тоже выступит с докладом на этом заседании. Он и Эддингтон, с которым они стали друзьями, месяцами обсуждали идеи Ч., однако Эддингтон ни разу не намекнул, что он сам ведет работы в том же направлении, и не обнаруживал желания публично оспорить взгляды Ч. После того как Ч. закончил свой доклад, Эддингтон, 52-летний всемирно известный астроном, выступил с глубоко оскорбительным ироническим опровержением «Не существует никакого релятивистского вырождения, сказал он, отвергая идею «черной дыры» как абсурдную. Я думаю, что должен существовать закон природы, не позволяющий звезде вести себя столь нелепо».

После работ по изучению строения звезд Ч. исследовал звездную динамику, особенно динамическое трение, замедление движения любой звезды в галактике из-за гравитации окружающих звезд. Между 1943 и 1950 гг. он развивал теорию переноса излучения, важную для понимания звездной атмосферы, звездной яркости и образования спектральных линий, так же как и для атмосферы планет и поляризации лучей света, падающих с неба в солнечный день. Во время второй мировой войны он служил консультантом военного министерства США на испытательном полигоне в Абердине (штат Мэриленд). Чикагский университет принял участие в Манхэттенском проекте по созданию атомной бомбы, и Ч. тоже внес свой вклад, работая вместе с Ферми, Джеймсом Франком и другими.

Кроме того, он занимался гидродинамикой и гидродинамической устойчивостью (1952 1961), равновесием и устойчивостью эллипсоидальных фигур вращения (1961 1968), а также общей теорией относительности и релятивистской астрофизикой (1962 1971). Его работы по математической теории «черных дыр», проведенные в 1974...1983 гг., способствовали подтверждению тех самых взглядов, которые оспаривал Эддингтон в 1935 г. В самом деле, не было найдено ни одного белого карлика, масса которого превышала бы более чем в 1,4 раза массу Солнца, и граница Чандрасекара легла в основание современной астрофизики, приведя к признанию нейтронных звезд и «черных дыр». Возможно, квазизвездный объект, или квазар, представляет собой «черную дыру» в центре галактики. «Черные дыры» определяются по излучению, испускаемому веществом, которое ускоряется до очень высокой энергии, когда его затягивает «черная дыра».

Ч. был награжден в 1983 г. Нобелевской премией по физике «за теоретические исследования физических процессов, играющих важную роль в строении и эволюции звезд». Он разделил премию с Уильямом Фаулером. В своей речи Ч. процитировал несколько поэтических строк Рабиндраната Тагора, в которых говорится о необходимости свободы для творческой деятельности. Всю свою жизнь Ч. был и теоретиком, и педагогом.

Он получил американское гражданство в 1953 г. Помимо Нобелевской премии, Ч. получил золотую Брюсовскую медаль Тихоокеанского астрономического общества (1952 г.), золотую медаль Королевского астрономического общества в Лондоне (1953 г.), медаль Румфорда Американской академии наук и искусств (1957 г.). Королевскую медаль Лондонского королевского общества (1962 г.), национальную медаль «За научные достижения» Национального научного фонда (1966 г.) и премию Дэнни Хейнемана Американского физического общества (1974 г.). Он член Национальной академии наук, Американской академии наук и искусств. Американского астрономического общества. Королевского астрономического общества в Лондоне и Лондонского королевского общества.

Сол Перлмуттер, Адам Рисс и Брайан Шмидт

Ровно в 11:45 секретарь Нобелевского комитета Стаффан Нормарк (Staffan Normark) объявил о решении Шведской королевской академии наук присудить Нобелевскую премию по физике за 2011 год трем астрофизикам: одна половина премии досталась Солу Пёрлмуттеру (Saul Perlmutter), другую поделили между собой Брайан Шмидт (Brian P. Schmidt) и Адам Рисс (Adam G. Riess). Наблюдая за дальними сверхновыми, эти ученые обнаружили ускоряющееся расширение Вселенной. Важнейшая публикация года.

Выдающиеся научные заслуги нынешней троицы лауреатов не вызывают сомнений: эти же трое ученых за это же открытие уже удостоились 5 лет назад престижной премии Шао Ифу, которую нередко именуют "Азиатской Нобелевской премией". Но осенью 1998 года, когда статья об исследованиях, выполненных нынешними нобелевскими лауреатами (двумя из трех), была опубликована в Astronomical Journal, она вызвала у специалистов смятение. Да и сами авторы были столь поражены полученными результатами, что долго искали ошибку в своих вычислениях. Но не нашли.

Вскоре эта статья была признана важнейшей научной публикацией года, ведь она заставила специалистов кардинально пересмотреть господствовавшие в то время космологические представления. Авторы работы обнаружили, что Вселенная не просто расширяется (на этот факт американский астроном Эдвин Хаббл указал еще в 1929 году), а расширяется с ускорением! Перлмуттер, Шмидт и Рисс выяснили это, наблюдая и анализируя вспышки сверхновых.

Сверхновые - это звезды, завершающие свою эволюцию гигантским взрывом. Нынешние нобелевские лауреаты изучали сверхновые типа Iа, которые являются почти идеальными "стандартными свечами", что позволяет определить расстояние до них по их наблюдаемой яркости. Поэтому лауреаты (и не только они) и обратились к сверхновым этого типа. Наблюдая их, они смогли рассчитать скорость расширения Вселенной.

Согласно общепринятой сегодня теории Большого взрыва, основанной на вычислениях Хаббла и получившей название "стандартной модели", Вселенная возникла в результате спонтанного взрыва невообразимо плотной и горячей материи, сконцентрированной в одной точке. В этой точке выделилось почти немыслимое количество энергии. Из "обломков" Большого взрыва образовались все галактики и звезды. Момент взрыва принят за начало отсчета времени, поскольку до него классические представления о пространстве и времени не действовали. С тех пор Вселенная расширяется, а ее средняя плотность - уменьшается.

Но если для объяснения начала Вселенной есть теория Большого взрыва, то для ее конца господствующей концепции тогда, в 1998 году, не существовало. Две основные теории - "закрытой" и "открытой" Вселенной - имели примерно равное количество сторонников.

Теория "закрытой" Вселенной исходила приводила к выводу, что ее расширение когда-нибудь прекратится и уступит место сжатию, которое закончится коллапсом, в результате которого вся сожмется в точку и, возможно, придет в свое первоначальное состояние, предшествовавшее Большому взрыву. Некоторые ученые полагали даже, что после этого снова произойдет Большой взрыв, и цикл "расширение-сжатие" повторится - как, возможно, уже повторялся в прошлом бессчетное число раз.

Теория же "открытой" Вселенной говорила, что Вселенная будет продолжать расширяться бесконечно долго, становясь все более холодной, пустой и мертвой. Но в любом случае, наиболее логичным представлялось допущение, что сразу после Большого взрыва Вселенная расширялась чрезвычайно быстро, а потом этот процесс постепенно стал замедляться. Ведь масса, которой обладает материя во Вселенной, вернее, свойственная ей гравитация, должна была бы постепенно тормозить расширение Вселенной.

Рис 3 Мгновенное расширение вселенной.

Именно эту гипотезу и намерены были подтвердить своими наблюдениями и расчетами нынешние нобелевские лауреаты. А в результате - ее опровергли. Из-за их открытия представления об устройстве Вселенной претерпели кардинальные изменения. Сегодня принято считать, что вся наблюдаемая нами материя, все галактики, звезды, планеты и мы с вами, составляет лишь 4 процента массы Вселенной. Еще 25-30 процентов - это некая странная невидимая, так называемая темная, материя. Ее природа ученым неизвестна, но она хотя бы проявляет себя привычной нам гравитацией. А вот остальные 70 процентов - это совершенно загадочная темная энергия, что-то вроде антигравитации. Она-то и заставляет Вселенную расширяться все быстрее. Открытие, сделанное Перлмуттером, Шмидтом и Риссом, дало мощнейший толчок космологии, и сегодня она относится к самым динамично развивающимся направлениям астрофизики.

Нобелевская премия по физике за 2017 год была присуждена Райнеру Вайссу, Кипу Торну, и Барри Бэришу с формулировкой «за решающий вклад в создание детектора LIGO и регистрацию гравитационных волн». После недавнего сенсационного открытия гравитационных волн Вайсс, Торн, и Рональд Древер (а после его кончины в марте этого года -- Бэриш), которых считают отцами-основателями проекта LIGO, уже успели собрать впечатляющую коллекцию крупнейших научных призов. Вряд ли приходилось сомневаться, что они в ближайшее время получат и Нобелевскую премию. Однако за тем восторгом, которым сейчас наполнены рассказы об открывающейся перед нами гравитационно-волновой астрономии, уже теряется ощущение того, насколько тернистым и извилистым был в реальности путь к открытию.

Эйнштейн

Всю историю поиска гравитационных волн можно уместить в один твит: «Сто лет назад Эйнштейн предсказал гравитационные волны, их долго искали, всё улучшали детектор и в прошлом году наконец-то обнаружили». Всё верно, но, как и многие другие истории успеха, это достижение экспериментальной физики поучительно не столько конечным результатом -- про который мы и так подробно рассказывали, -- сколько трудностями, которые пришлось преодолеть. И развитие событий тут было вовсе не прямолинейным и равномерным -- физики вышли из пункта A и пришли в пункт B, -- а очень разветвленным и извилистым.

Вы не поверите, но мысль о том, что искривление пространства может перемещаться в виде волны, была впервые высказана знаменитым математиком Уильямом Клиффордом еще в 1876 году, за сорок лет до создания Общей теории относительности (ОТО) Эйнштейна. Конечно, он тогда не имел в виду волны гравитации. В духе исследований того времени, он пытался представить себе картину мира, в которой сами частицы материи являлись бы такими искривлениями пространства, а волнообразное перемещение этих искривлений нами воспринималось бы как движение частиц. Очень радикальное предложение, которое, впрочем, так и не получило дальнейшего развития.

Затем, уже в начале XX века, после создания Специальной теории относительности (СТО), несколько авторов пытались включить в нее и гравитацию. Среди них был и Анри Пуанкаре, который уже серьезно обсуждал волны гравитации, перемещающиеся, по аналогии с электромагнитными волнами, со скоростью света. Однако только в 1915 году Эйнштейну в рамках ОТО удалось дать общековариантное описание гравитации как геометрического эффекта. Так родилась современная теория гравитации.

В 1936-1938 году Эйнштейн снова вернулся к этой теме и опять -- с радикальным заявлением: гравитационных волн не существует! В статье с Натаном Розеном он сообщает о том, что в решениях, описывающих гравитационные волны, обнаружились сингулярности, что автоматически делает их нефизическими. С этой работой, кстати, связан знаменитый конфликт Эйнштейна с редактором журнала: статья была послана в Physical Review, редактор направил ее рецензенту, рецензент обнаружил недостатки, и Эйнштейну было предложено их исправить. На это Эйнштейн, с едва сдерживаемым гневом, отрезал: статья была направлена в журнал для публикации, а не для того, чтобы редактор показывал ее кому бы то ни было до публикации. И уж тем более не для того, чтобы Эйнштейн отвечал «...на эти, несомненно ошибочные, возражения анонимного рецензента». Рецензент, однако, оказался прав, и Эйнштейн тоже это быстро осознал. В 1937-1938 годах вышли его статьи с описанием цилиндрических (а не плоских) гравитационных волн, в которых сингулярность имеет естественное происхождение. Впрочем, свое обещание никогда больше не публиковаться в этом журнале, которое он в пылу спора дал в виде «наказания» редактору, Эйнштейн все-таки сдержал. (См. заметку Виталия Мацарского «Разгневанный Эйнштейн и «темный» рецензент».)

Ситуация с физической реальностью гравитационных волн, тем не менее, всё равно не улеглась, но теперь споры крутились вокруг вопроса о том, переносят ли вообще гравитационные волны энергию или нет. Если переносят -- есть шанс их изучать экспериментально, если нет -- они становятся «вещью в себе», недоступной эксперименту. Вопрос оказался очень тонким, и консенсус был достигнут только в ходе интенсивных обсуждений в 1957 году на знаменитой конференции в Чапел-Хилл (см. The Role of Gravitation in Physics. Report from the 1957 Chapel Hill Conference, а также текст полностью). Ну а окончательное подтверждение осязаемости гравитационных волн пришло уже в 1970-х годах, когда выяснилось, что пульсар PSR B1913+16 теряет энергию за счет гравитационного излучения ровно так, как предсказывает ОТО.

Торн и Вебер

Раз гравитационные волны реальны и переносят энергию -- значит их можно попытаться зарегистрировать. Впрочем, первые же оценки Эйнштейна показали, что гравитационное излучение от лабораторных генераторов или от известных тогда астрофизических объектов настолько слабое, что зарегистрировать его попросту нереально, ни сейчас, ни в ближайшем будущем. Однако космические катастрофы, такие как взрывы сверхновых, слияние нейтронных звезд или даже черных дыр, произошедшие в нашей галактике или ее ближайших окрестностях, вполне способны породить куда более сильные гравитационные волны.

Тут надо оговориться, что предсказание того, как и с какой частотой будут происходить космические катаклизмы, способные порождать мощные гравитационные волны, -- это удел астрофизиков-теоретиков. Даже в конце XX века оставались неопределенности на пару порядков, что же говорить про 60-70-е годы. Тогда это была настолько новая область, что каждое предложение казалось радикальным шагом и вызывало горячие споры. В своем недавнем интервью Кип Торн -- один из лауреатов Нобеля-2017, крупнейший физик-теоретик, работавший во всех аспектах теории гравитации с 60-х годов, -- рассказывает, например, о своей встрече в 1971 году с Яковом Зельдовичем, на которой тот убеждал Торна, что пара вращающихся черных дыр излучает мощные гравитационные волны. Этот образ чисто гравитационной катастрофы, которая, оставаясь невидимой, способна прогрохотать на всю вселенную, так захватил Торна, что он тут же занялся их обсчетом. В ходе этих исследований Торна и других теоретиков сложилась примерная картина того, что же должны будут ловить будущие детекторы.

Старт всей экспериментальной программе по поиску гравитационных волн дал Джозеф Вебер. С упоением изучая ОТО и воодушевленный консенсусом по поводу реальности гравитационных волн, он в своей статье 1960 года предложил первый детектор гравитационных волн -- резонансный. Детектор представлял собой цельный металлический цилиндр с прикрепленными на него датчиками, который -- наподобие ксилофона -- должен зазвенеть на своей резонансной частоте, когда короткий всплеск гравитационных волн «ударит» по нему своей волной деформации. К 1966 году Вебер построил несколько таких детекторов по одинаковой технологии, которые работали на большом удалении друг от друга. Стартовали сеансы наблюдений, и в 1969 году Вебер сделал сенсационное заявление о нескольких случаях одновременного срабатывания детекторов, что, по его мнению, однозначно указывало на регистрацию гравитационных волн, пришедших, предположительно, из центра нашей галактики.

Сразу несколько групп экспериментаторов по всему миру, включая группу Владимира Брагинского в МГУ, бросились проверять это заявление -- и, несмотря на всё улучшающуюся технологию, ничего подобного не нашли. Заявление Вебера также входило в противоречие с теоретическими ожиданиями, включая оценки того же Торна. К середине 70-х годов вышли десятки статей, сообщавших не только об отрицательных результатах поисков, но и обсуждающие возможные ошибки в работе Вебера. Научное сообщество, в целом, признало, что Вебер видел какие-то шумы или артефакты, и... с удвоенными усилиями приступило к дальнейшему совершенствованию технологий.

И вот в этом и состоит главная научная заслуга работ Вебера. Сейчас, из 2017 года, мы можем констатировать, что резонансный метод регистрации гравитационных волн оказался тупиковым: несмотря на все технические ухищрения и полувековую историю разработок, его чувствительность на порядки хуже, чем у LIGO. Однако та бурная деятельность, которую развил Вебер, включая его громкие заявления об открытии, сыграла в развитии этой области важнейшую роль: она зацепила, взбудоражила экспериментаторов. Вебер сам, словно гравитационная волна небывалой мощности, заставил «звенеть» научное сообщество -- и за считанные годы гравитационные волны превратились из полуабстрактного математического вопроса в предмет активного экспериментального изучения.

Рис 4 двигатель EmDrive

Разумеется, исследователи постарались как можно сильнее сократить возможное воздействие внешних сил, которое можно было бы спутать с тягой от «невозможного двигателя». Для этого камера была установлена на отдельном бетонном блоке, подавляющем вибрации фундамента. Камеру откачали до давления порядка одного паскаля (в 100 тысяч раз меньше атмосферного), защитили все важные части установки от внешнего электромагнитного излучения с помощью металлических листов, а также старались не допускать перегревания электроники, контролируя ее температуру с помощью инфракрасных камер.

Перед проведением основных экспериментов физики откалибровали установку, чтобы убедиться, что они действительно исключили все внешние факторы. Наконец, при измерениях тяги исследователи поворачивали двигатель внутри камеры, чтобы проверить, не сказываются ли на результатах какие-нибудь неучтенные факторы. В идеальной ситуации, когда таких факторов нет, направление смещения камеры должно быть противоположно направлению тяги двигателя -- так, при угле поворота двигателя 0 градусов смещение камеры положительно, при 180 градусов отрицательно, а при угле 90 градусов -- вообще отсутствует.

Измерения с двигателем EmDrive показали несколько иное поведение. Конечно, при нулевом угле сила тяги достигала четырех микроньютонов при мощности усилителя порядка двух ватт, а при повороте двигателя на 180 градусов смещение меняло знак. Таким образом, получалось, что отношение силы тяги к мощности примерно равно двум миллиньютонам на киловатт, что почти в два раза больше, чем результаты предыдущих экспериментов. Тем не менее при угле 90 градусов физики все так же регистрировали смещение камеры, хотя оно должно было отсутствовать. Кроме того, при подавлении силы электромагнитных колебаний внутри двигателя почти в сто тысяч раз величина тяги практически не изменялась. Это значит, что в действительности наблюдаемая в эксперименте тяга была связана не с двигателем, а с неучтенными внешними факторами.

В качестве таких факторов может выступать магнитное поле Земли, отмечают исследователи. Физики добавляют, что все участвующие в эксперименте приборы были экранированы, а также использовались коаксиальные кабели везде, где только можно, однако поле все равно могло проникнуть внутрь установки через места их соединений. Конечно, оно должно было сильно ослабиться, однако величина измеренной тяги так мала, что ее вполне можно списать на этот эффект. В самом деле, напряженность магнитного поля Земли примерно равна 50 микротесла, а сила тока, питающего усилитель, достигала двух ампер. Используя закон Ампера, легко рассчитать, что в таких условиях тягу около двух микроньютон может создать участок провода длиной всего два сантиметра. Для устранения этой силы следует экранировать усилитель и камеру одновременно, увеличивая размер металлической клетки Фарадея. Авторы статьи подчеркивают, что во всех предыдущих измерениях тяги EmDrive такое экранирование не производилось, а потому их результаты следует тщательно перепроверить.

Люди давно мечтают о межзвездных путешествиях, однако осуществить эту мечту мешает множество технических трудностей. Одна из самых больших -- необходимость нести на борту космического корабля огромную массу топлива, поскольку иных технологий, позволявших бы развивать высокие скорости в космическом пространстве у нас пока нет. Мы полагаемся на реактивную тягу, и в этом как раз заключена одна из проблем.

Чтобы космический корабль смог долететь до ближайшей к Солнечной системе звезде -- Проксиме Центавра, (расстояние около 4,2 светового года), -- потребуется масса топлива, сравнимая с массой Солнца.

В настоящий момент ведутся разработки альтернативных способов разгона космических кораблей, например, с помощью тех же солнечных парусов, которые используют для движения энергию солнечного ветра или лазерного излучения. Например, проект Breakthrough Starshot предлагает запустить к Проксиме Центавра крошечные корабли (массой около одного грамма), которые будут разгоняться за счет солнечного ветра и достигнут звезды в течение двадцати лет. Однако такие технологии невозможно масштабировать на «человеческие» размеры.

Двигатель EmDrive, еще одна альтернатива реактивной тяге, подавал надежды как технология, которая откроет нам путь к межзвездным путешествиям. Двигатель был предложен Роджером Шойером еще в 1999 году. Он состоит из несимметричного резонатора и магнетрона, который направляет в него электромагнитное излучение и возбуждает стоячие электромагнитные волны. В свою очередь, из-за несимметричности конструкции волны создают различное давление на стенки двигателя и являются источником тяги.

Работа такого двигателя нарушает закон сохранения импульса, один из фундаментальных законов физики. Однако многочисленные эксперименты утверждали, что тягу EmDrive все-таки создает. Например, в опубликованной в ноябре 2016 года работе инженеры из NASA сообщали о тяге около 80 микроньютонов при приложенной электрической мощности порядка 60 ватт. А в сентябре прошлого года о работающем прототипе двигателя, «невозможного» с точки зрения науки, объявили также китайские исследователи.

Список литературы:

1. Александра Петрова «Гравитация. От хрустальных сфер до кротовых нор»

2. С. Хокинг. Краткая история времени: от Большого взрыва до чёрных дыр

3. Д. Брокман. Во что мы верим, но не можем доказать. Интеллектуалы XXI века о современной науке

4. Стивен Хокинг в интервью газете «Таймс»

5. Артура Эддингтона «Внутреннее строение звезд»

6. http://lasttango.ru/10-samyh-vazhnyh-poslednih-astronomicheskih-otkrytij/

7. http://www.astroclub.kiev.ua/forum/index.php?topic=23492.0

8. https://megabook.ru/article/Список%20лауреатов%20нобелевских%20премий%20по%20физике%20по%20годам

9. http://worldofscience.ru/fizika/7934-nobelevskaya-

10. http://www.astro.websib.ru/sprav/nobel/2006

11. https://lenta.ru/articles/2011/10/04/stars/

12. http://epizodsspace.airbase.ru/bibl/tm/2007/1/nob-laur.html

13. https://biguniverse.ru/posts/nobelevskaya-premiya-po-fizike-2011/

14. https://www.popmech.ru/science/390252-nobelevskaya-premiya-po-fizike-2017-gravitacionnye-volny/

15. https://mansden.ru/10-velikix-laureatov-nobelevskoj-premii-i-ix-otkrytiya/

Размещено на Allbest.ru