Итак, как только мы узнаем расстояние до звезды и ее видимую яркость, мы можем вычислить, насколько яркой она будет на расстоянии от нашего Солнца или ближе, и таким образом определить ее внутреннюю физическую яркость; его светимость.
И насколько велика эта звезда? Лабораторные эксперименты показывают нам, что светимость плотного светящегося объекта (вспомните еще раз нить лампочки, которая светится, потому что она горячая) увеличивается с увеличением его температуры (на самом деле температура в четвертой степени) и площади его поверхности (квадрата радиуса для сферического объекта). То же самое и со звездами. Хотите узнать размер звезды? Определите его светимость (из измерений видимой яркости и видимого положения), определите его температуру (из измерений видимого цвета), а затем рассчитайте его размер из соотношения между размером, светимостью и температурой.
Из чего сделана звезда? С помощью точных измерений звездных спектров, набора видимых цветов, излучаемых звездой, и сравнения со спектрами светящихся газов в лабораториях на Земле мы можем обнаружить свет, излучаемый определенными химическими элементами во внешних слоях звезд: водородом, гелием, углеродом, кислородом, и так далее. Так мы можем определить состав поверхности звезды - ее фотосферы, внешнего слоя, который светится и который мы наблюдаем.
Хотите узнать химический состав звезды? Измерьте ее видимый цвет. Мы можем определить такие свойства, как возраст и масса, используя аналогичные методы, основанные на измерениях видимых свойств, а также на эволюции этих свойств, а также путем сравнения многих звезд друг с другом в поисках закономерностей и тенденций в яркости и цвете.
Меня удивляет и вдохновляет тот факт, что все, что мы знаем о Вселенной, основано на каскаде простых измерений, которые может выполнить каждый. Это один из способов, с помощью которого мы можем и должны чувствовать себя значимыми во Вселенной, настолько огромной, что ее масштабы иногда могут заставить нас чувствовать себя маленькими и несущественными. Мы можем превратить наблюдения в понимание, проводя прямые измерения и применяя к этим измерениям наши знания о физических процессах здесь, на Земле. Это действительно суперсила!
Итан Сигел
LIGO успешно сжимает квантовые состояния, превосходя пределы Гейзенберга
В стремлении обнаружить гравитационные волны существует ряд препятствий, которые - как бы мы ни старались - продолжают стоять на нашем пути. С 2015 года, с появлением сначала усовершенствованных детекторов LIGO, а затем и детектора Virgo, человечество напрямую обнаружило гравитационные волны от определенного набора источников: слияния черных дыр звездной массы, слияния нейтронных звезд и (возможно) слияния черных дыр. звездные пары дырка-нейтрон.
Совсем недавно другой метод, использующий синхронизацию пульсаров, обнаружил космический "гул" или сумму всех фоновых сигналов гравитационных волн с гораздо более длительным периодом времени. Тем не менее, возможности того, что мы можем сделать с помощью современных технологий, все еще ограничены. Мы ограничены по частоте, а это означает, что мы можем обнаруживать только источники из систем, которые сильно излучают гравитационные волны с определенным узким диапазоном орбитальных периодов. (Вот почему LIGO чувствителен только к источникам относительно малой массы.)
Мы ограничены уровнем сейсмического шума Земли, поскольку подземные вибрации, даже из-за тонкого явления тектоники плит, не позволяют земным детекторам видеть сигналы ниже определенной (деформационной) амплитуды. И мы ограничены самими законами физики, которые не позволяют нам знать все свойства любого сигнала одновременно, даже в пределах наших собственных детекторов.
Хотя большая часть внимания к обнаружению гравитационных волн была сосредоточена на том, чтобы максимально приблизиться к теоретическому уровню шума наших детекторов, на этом последнем фронте только что произошел замечательный прогресс: превышение стандартного квантового предела для сигналов в наших детекторах.
В основе этого достижения следует понимать два основных аспекта. Первый - это то, как детекторы гравитационных волн, такие как LIGO и Virgo, работают здесь, на поверхности Земли, а второй - понимание того, что обычно представляет собой квантовый предел и какую роль он играет в наших обсерваториях гравитационных волн.
Как работают детекторы гравитационных волн
Технология, лежащая в основе наших наземных детекторов гравитационных волн, на самом деле очень старая и берет свое начало еще в 19 веке: интерферометрия. В интерферометре вы обычно делаете следующее: возьмите первоначальный источник света, разбить его на две перпендикулярные компоненты, отправить один компонент вниз на определенное расстояние в одном направлении, в то время как другой компонент опустится на то же определенное расстояние в перпендикулярном направлении, затем отразить эти сигналы от зеркал в дальнем конце, соединить две составляющие сигнала вместе, и в конце понаблюдайте за ними в детекторе.
Это было широко использовано в 1880-х годах дуэтом А.А. Майкельсон и Э. У. Морли, которые ожидали, что смогут обнаружить долгожданный эфир, проведя эксперимент. Это объясняется тем, что, поскольку Земля движется в пространстве (вокруг Солнца) со скоростью 30 км/с, а скорость света всего лишь примерно в 10 000 раз превышает скорость света (300 000 км/с), то достаточно чувствительный интерферометр покажет истинное движение Земли относительно в любую среду, через которую проходит свет.
Эта экспериментальная идея, какой бы блестящей она ни была, не увенчалась успехом, поскольку она (и многие последующие ее усовершенствования) не дали лишь нулевых результатов. Оказалось, что эфира не существует, и причина, по которой эксперимент Майкельсона и Морли не показал сигнала, заключается в том, что скорость света одинакова для всех наблюдателей во всех системах отсчета; "замедления" света в направлении движения Земли вообще не происходит. Однако это не было успешно объяснено до 1905 года, когда Эйнштейн выдвинул свою специальную теорию относительности. Эксперимент Майкельсона-Морли был настолько важным аспектом этого открытия, что только Майкельсон был удостоен Нобелевской премии по физике 1907 года.
Однако тот же самый метод интерферометрии окажется невероятно полезным более чем 100 лет спустя, как показал ученый. Он начал проектировать и строить аппараты, необходимые для непосредственного обнаружения гравитационных волн. При постоянной скорости света для всех наблюдателей единственный способ, которым установка, подобная интерферометру, все еще может давать сигнал, - это изменение длины двух перпендикулярных "рук" относительно друг друга. Именно это и должно произойти, когда гравитационная волна пройдет через один из этих детекторов, поскольку они заставляют пространство поочередно сжиматься и расширяться во взаимно перпендикулярных направлениях.
Когда гравитационная волна проходит через определенное место в пространстве, она вызывает расширение и сжатие в разные моменты времени в разных направлениях, в результате чего длина плеч лазера изменяется во взаимно перпендикулярных ориентациях. Используя это физическое изменение, мы разработали успешные детекторы гравитационных волн, такие как LIGO и Virgo.
Если бы две гравитационные волны взаимодействовали друг с другом, волны в основном проходили бы друг через друга, и лишь небольшая часть общей волны (волн) проявляла бы столкновительные свойства.
Если скорость света постоянна, то наблюдениесдвига времени прибытия двух разных импульсов - или соответствующего сдвига фазы восстановленной интерференционной картины - будет соответствовать изменениям длины плеча ваших детекторов гравитационных волн. Поскольку космические слияния, создающие гравитационные волны, производят именно этот тип чередующихся эффектов сжатия и расширения во взаимно перпендикулярных направлениях, дополненный техникой отражения лазерного света внутри вашей полости несколько тысяч раз, прежде чем рекомбинировать лучи и восстанавливать ваш сигнал, наблюдение периодического сдвига в наблюдаемой вами интерференционной картине должно выявить наличие гравитационных волн.
Именно этот метод использовали команды LIGO и Virgo для успешного обнаружения гравитационных волн: на данный момент это делалось более 100 раз. В то время как LIGO и Virgo ограничены возможностью наблюдения черных дыр звездной массы (около 300 солнечных масс или меньше) и нейтронных звезд, сливающихся друг с другом, из-за коротких периодов существования этих объектов по сравнению с более массивными, которые также генерируют сигналы гравитационных волн. их успехи проложили путь для будущих детекторов гравитационных волн, которые будут чувствительны к более длительным периодам, как здесь, на Земле, так и в космосе в ближайшем будущем.
Когда два плеча имеют абсолютно одинаковую длину и через них не проходит гравитационная волна, сигнал равен нулю, а интерференционная картина постоянна. При изменении длины плеча сигнал становится действительным и колебательным, а интерференционная картина меняется со временем предсказуемым образом.
Понимание квантового предела
Конечно, как и при любом квантовом измерении, невозможно одновременно измерить так называемые дополнительные величины с произвольной точностью. Квантовая природа реальности, наиболее известная на примере принципа неопределенности Гейзенберга, гарантирует, что для определенных пар свойств, чем лучше вы измеряете (или узнаете) один аспект реальности, тем большей становится вызванная неопределенность в том, что известно. как его "дополняющее" количество. Например: Если вы измеряете положение объекта все точнее и точнее, импульс этого объекта становится все более неопределенным, и наоборот. Если вы все более и более точно измеряете время жизни нестабильной частицы, энергия (включая даже энергию массы покоя) этой частицы становится все более неопределенной, и наоборот. Если вы измеряете ориентацию частицы, ее угловой момент становится более неопределенным, и наоборот. Если вы измеряете собственный спин частицы в одном направлении, ее собственный спин в двух других взаимно перпендикулярных направлениях становится более неопределенным, и наоборот.