Это позволяет попарно запутанным состояниям, таким как синглеты, оставаться нетронутыми классическим упорядочением и выживать в макроскопических масштабах длины.
Все это (надеюсь) создало увлекательный контент для тех, кто увлекается физикой, но эта тема - нечто большее, чем просто нишевая академическая диковинка. Возможно, вы сталкивались с квантовой запутанностью в контексте квантовой коммуникации и вычислений. Действительно, в основе квантового компьютера лежит создание и надежный контроль запутанности между кубитами. Как мы видели здесь, квантовые магниты представляют собой уникальные материалы (часто встречающиеся в природе) с кубитами (спинами), которые самоорганизуются в запутанные состояния в макроскопических масштабах длины.
Если бы кто-то был достаточно умен и обладал достаточно сложным контролем над спинами, возможно, можно было бы использовать квантовые магниты в качестве естественной платформы для квантовых вычислений. Однако это история для другого дня.
Люк Келлер
Астрономы не могут измерять физические свойства объектов во Вселенной!
Все, что мы знаем о Вселенной и обо всем, что в ней, сложилось в результате вопросов о физических свойствах планет, звезд, галактик, межзвездных облаков, черных дыр, планет в других солнечных системах. Но ни одно из этих физических свойств не поддается непосредственному измерению. Не существует такой вещи, как космический термометр или галактический правитель; нет возможности собрать образцы для лабораторного анализа.
Если мы хотим узнать об объектах и физических процессах во Вселенной - явлениях, находящихся слишком далеко за пределами нашей солнечной системы, чтобы отправлять астронавтов или космические роботы, - какие прямые измерения мы можем провести, чтобы помочь нам, когда все, что мы можем сделать, это наблюдать издалека?
Список возможностей удивительно короток, прост и немного скучен по сравнению с тем, что мы действительно хотим знать о вещах во Вселенной. Мы можем напрямую измерить видимую яркость, цвет, размер, форму, положение на небе, а также физические свойства волн и частиц, которые объект излучает или отражает. Всего шесть возможных измерений во всей астрономии за пределами нашей Солнечной системы. Важным седьмым прямым наблюдением является то, как каждый из остальных меняется со временем; как развиваются эти характеристики.
Все это кажущиеся свойства, то, что мы видим, а не внутренние физические свойства, поэтому ни одно из них не является тем, что мы в конечном итоге хотим знать, но мы доберемся до этого.
Давайте рассмотрим этот список немного подробнее:
Видимая яркость. Насколько ярким объект выглядит с нашей точки зрения здесь, на планете Земля или вблизи нее? Мы можем измерить видимую яркость, глядя своими глазами, но большинство небесных объектов настолько тусклы, что нам приходится записывать изображения с помощью электронного устройства обнаружения света, например цифровой камеры, с дополнительной помощью телескопа, который позволяет наблюдать более слабые объекты. с более высокой точностью.
Видимый цвет. Какого цвета кажется предмет? Мы можем измерить видимый цвет, используя цветные фильтры в процессе обработки изображений. Например, мы можем измерить видимую яркость только в красном свете, а затем сравнить ее с видимой яркостью в синем или других цветах света. Мы также можем использовать рассеивающий элемент, например призму, чтобы свет от изображаемого объекта рассеивался в радуге цветов, которую мы называем ее спектром. Это позволяет более точно измерять видимую яркость и видимый цвет одновременно. Видимый цвет объекта может меняться, когда свет проходит через промежуточный материал - обычно межзвездную пыль - на своем пути от объекта к наблюдателю.
Видимый размер. Насколько большим он выглядит? Мы можем измерить только угловой размер объекта - обычно в малых долях градуса. Луна, например, имеет угловой размер около 30 угловых минут, или полградуса. Некоторые объекты могут иметь разные относительные размеры, поскольку они расположены на разных расстояниях от Земли. Вот почему видимый размер не обязательно совпадает с фактическим физическим размером. Например, многие из удивительных изображений, недавно полученных с помощью космического телескопа Джеймса Уэбба, показывают галактики разных видимых размеров. Действительно ли большие галактики больше или они просто ближе к нам? Изображение тысяч галактик разных форм, цветов и размеров на черном фоне. Галактики, полученные с помощью космического телескопа Джеймса Уэбба, имеют разные размеры. Это может быть связано с различиями в физическом размере или разницей в расстоянии от нас. Итак, просто глядя на изображение, мы измеряем видимый размер.
Галактики также имеют разные формы (круглые, эллиптические, вытянутые), но это могут быть различия в ориентации из-за того, что мы видим с нашей точки зрения здесь, на Земле.
Видимая форма. Какую форму имеет объект с нашей точки зрения? Мы можем идентифицировать формы, глядя на изображения далеких небесных объектов - некоторые галактики выглядят как спирали, звезды - как крошечные точки, туманности - как тонкие облака - но мы можем наблюдать эти объекты только с нашей точки зрения здесь, на Земле. На изображении галактик выше некоторые выглядят спиралевидными, другие круглыми, а некоторые вытянутыми и тонкими. Галактика, которая с нашей точки зрения выглядит округлой, на самом деле может быть галактикой с плоским диском, которую мы видим лицом к лицу.
Видимое положение на небе. Чтобы определить местонахождение небесных объектов, мы измеряем их относительное угловое расстояние и применяем систему координат, аналогичную земной широте и долготе, проецируемой на небо. Объекты в небе могут быть разделены на много градусов, и мы можем измерить эти видимые положения с поразительной точностью. Угловые размеры и расстояния менее десяти тысячных градуса являются обычным явлением.
Мы можем напрямую измерять свойства волн, собранные с помощью инструментов на телескопах и других объектах здесь, на Земле, или которые мы запустили в космос. Свойства световой волны включают частоту (количество волн, проходящих в секунду), длину волны и амплитуду волны (интенсивность). Наши глаза воспринимают различия в частоте или длине волны как различия в цвете. За последние несколько лет мы также научились обнаруживать гравитационные волны.
Примеры частиц, которые мы непосредственно наблюдаем, включают электроны, а также нейтрино - почти безмассовые и меньшие по размеру, чем электроны, - которые испускаются во время очень высокоэнергетических процессов, таких как ядерные реакции в ядрах Солнца и других звезд или во время звездных взрывов. Мы также наблюдаем взаимодействие высокоэнергетических электронов, протонов и альфа-частиц - ядер атомов гелия - с атмосферой Земли. Эти частицы, также называемые космическими лучами, испускаются астрономическими объектами во время высокоэнергетических процессов.
Вот и все. За исключением гравитационных волн и частиц высокой энергии, которые требуют более сложных средств обнаружения, каждый может провести эти измерения с помощью телескопа скромного размера у себя во дворе. Конечно, несмотря на язвительное название этого эссе, мы знаем физическую природу небесных объектов, таких как звезды и галактики; у нас есть способы перейти от этих семи обыденных измерений к этим интересным физическим свойствам.
В начале недавнего вводного курса астрономии я поставил перед своими студентами задачу: перечислить физические свойства звезд, которые позволяют нам полностью определить звезду, отличить ее от других астрономических объектов и сравнить ее с другими звездами.
Вот список, который они создали: температура, светимость (сколько световой энергии звезда излучает с течением времени), размер, масса, химический состав, возраст и расстояние от Земли.
Все, что мы знаем о звездах, основано на измерениях видимых свойств. Начнем с температуры. Поскольку у нас нет космического термометра, мы определяем температуру, измеряя видимую яркость объекта в различных видимых цветах и сравнивая их друг с другом, а также с аналогичными измерениями светящихся объектов на Земле - например, нитей лампочки, температуру которых мы можем измерить напрямую. Плотные объекты, которые светятся ярче в красном свете, холоднее, чем объекты, которые светятся ярче в синем свете. Используя спектр - звездный свет, рассеянный в радуге видимых цветов - мы можем еще точнее определить звездную температуру. Хотите узнать температуру звезды? Измерьте его видимый цвет.
Как насчет расстояния? Космической линейки также не существует, поэтому мы определяем расстояние, проводя точные измерения параллакса - того, как угловые положения объектов на небе меняются по мере нашего обращения вокруг Солнца, - а затем применяем методы триангуляции (геометрии), аналогичные тем, которые используются геодезистами на Земле. Возможно, вы помните, что если мы знаем длину короткой стороны прямоугольного треугольника и угол между длинной стороной и гипотенузой треугольника, мы можем вычислить длину длинной стороны. Для звезды короткая сторона треугольника - это расстояние Земля-Солнце, угол - это параллакс, который мы измеряем по изменению углового положения звезды, а длинная сторона - это расстояние от Солнца до звезды. Хотите узнать расстояние до звезды? Измерьте его видимое положение на небе и то, как это положение меняется со временем.
Какова светимость или лучистая энергия звезды? Мы можем определить яркость светящегося объекта, если знаем его видимую яркость и расстояние от нас. Вещи имеют тенденцию выглядеть более тусклыми, чем дальше они находятся. Таким образом, тусклая звезда может иметь низкую светимость или быть очень яркой и находиться очень далеко. Кажущаяся яркость систематически уменьшается пропорционально квадрату расстояния. Это мы хорошо знаем из экспериментов со светящимися объектами на Земле, например с фарами встречного транспорта во время ночного движения.