Фундаментальный предел скорости гравитации и его измерение (стр. 3 из 4)

Рис.3 - Величина измеряемого эффекта деформации круга Эйнштейна обусловленная конечностью величины скорости гравитации. Эта величина, предсказанная ОТО, составляла величину 50 мкс.

Это привело к публикации нескольких (концептуально неправильных) работ, которые были направлены на то, чтобы доказать нашу "неправоту", и совершенно запутали многих физиков всего мира. В течение прошедшего года происходило постепенное прояснение данного недоразумения, которое, вне всякого сомнения, принесло большую пользу для существенного углубления и понимания теории эксперимента.

Наш эксперимент по измерению скорости гравитации был проведен 8 сентября 2002 г. Минимальное угловое расстояние между Юпитером и квазаром было 3.7', максимальное отклонение лучей света (диаметр круга Эйнштейна) составило величину 1.3 мс, а искажение круга Эйнштейна, обусловленное конечностью скорости распространения гравитационного взаимодействия, равно приблизительно 50 мкс. Цель эксперимента заключалась в измерении этой крошечной величины, примерно равной углу, под которым виден человек на Земле с расстояния в одну астрономическую единицу (расстояние от Земли до Солнца). Единственный способ измерить столь малый угол основан на применении радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой (РСДБ).

Радиоинтерферометрия со сверхдлинной базой

Метод радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой для измерения малых углов на небесной сфере был впервые предложен в 1965 г. советскими учеными Н.С. Кардашевым, Л.И. Матвеенко и Г.Б. Шоломицким (Земля и Вселенная, 2003, № 4). Принципиально новый тип радиоинтерферометра с независимой регистрацией данных несколькими антеннами, разнесенными на большие (межконтинентальные) расстояния, помог получить ранее немыслимое угловое разрешение, в десятки тысяч раз превышающее разрешение оптических телескопов. Блестящая новаторская идея советских радиоастрономов вскоре была реализована на нескольких зарубежных и отечественных радиотелескопах.

Рис.4 - Радиоинтерферометрия со сверхдлинной базой. Метод основан на синхронном приеме двумя (или несколькими) антеннами, расположенными на межконтинентальном расстоянии друг от друга, радиосигнала от удаленного радиоисточника. Радиосигнал записывается на магнитные ленты, которые обрабатывают на корреляторе. Коррелятор находит временнyю задержку в приеме радиосигнала на более удаленной от радиоисточника антенне, что позволяет определить направление на него с точностью до 10 мкс дуги.

В настоящее время наибольшее угловое разрешение достигается на американской РСДБ системе, называемой VLBA и состоящей из 10 радиотелескопов (диаметр каждого 25 м). Радиотелескопы расположены по всей территории США, включая Гаваи. Максимальная длина базы данного радиоинтерферометра около 7000 км, угловое разрешение положения радиоисточников на небе достигает величины 50 - 100 мкс дуги. Однако такое разрешение недостаточно для измерения эффекта запаздывания в положении Юпитера, обусловленного конечностью скорости гравитации. Нам необходимо было достичь точности измерения углов не менее 10 мкс дуги. Измерять такие малые углы очень трудно ввиду турбулентности земной атмосферы, приводящей к сильным случайным флуктуациям интенсивности света (мерцание) и видимого положения радиоисточников на небесной сфере, которые и ограничивают точность измерения VLBA до 50 - 100 мкс дуги. Чтобы преодолеть барьер, поставленный атмосферой, необходимо применять специальную фазово-калибровочную методику, в основном аналогичную методу адаптивной оптики (Земля и Вселенная, 2003, №1), применяемому в оптической астрономии. Суть фазово-калибровочного метода радиоинтерферометрических измерений состоит в том, что основной источник радиоизлучения наблюдается одновременно с другим радиоисточником, близко расположенным к основному. Радиоволны от двух радиоисточников проходят через одну и ту же область атмосферы и подвергаются практически одинаковому флуктуационному смещению, так что относительное угловое расстояние между источниками остается неизменным. Это позволяет устранить помехи, вызываемые мелкомасштабными колебаниями земной атмосферы, и повысить точность относительных измерений углов на небе до 20 - 30 мкс дуги.

Эксперимент и его результаты

Я познакомился с доктором Эдвардом Фомалонтом в 1996 г. во время работы по контракту в университете Хитоцубаши (Токио) и Японской Национальной Обсерватории (Митака, Токио). Эдвард приехал на один год для работы в Японском Институте Космических Исследований по программе японского космического интерферометра (VSOP). Я хорошо знал его работы по измерению релятивистского отклонения радиоволн от квазара в поле Солнца, которые он выполнил совместно с Ричардом Шрамеком в 1976-77 гг. На протяжении многих лет эти работы не были превзойдены по точности астрометрических измерений.

Моя следующая встреча с Эдвардом произошла спустя несколько лет в 2001 г. в США, куда я переехал со своей семьей для работы в университете штата Миссури (г. Колумбия). Размышляя над различными способами измерения предельной скорости распространения гравитационного взаимодействия, я пришел к выводу, что наиболее приемлемым небесным телом, которое помогло бы провести такое измерение, является Юпитер. Необходимость измерять угловое отклонение лучей света с точностью до 10 мкс дуги поставило меня перед трудной задачей выбора специалиста в области радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой. К счастью, Эдвард продолжал (и продолжает) активно интересоваться релятивистскими экспериментами, требующими беспрецедентной точности, и с радостью согласился сотрудничать.

Поиск событий близких угловых сближений Юпитера с квазарами провел по моей просьбе сотрудник Государственного астрономического института им. П.К. Штернберга, доктор физико-математических наук С.М. Кудрявцев, который нашел, что наиболее оптимальное сближение произойдет 8 сентября 2002 г., когда Юпитер будет проходить вблизи квазара J0842 + 1835 на угловом расстоянии 3.7'. Времени до этого момента оставалось совсем немного - полтора года, и нам пришлось готовиться к эксперименту ударными темпами.

В начале февраля 2001 г. я поехал на международное совещание по радиоинтерферометрии, организованное NASA в американском космическом центре имени Годдарда, и представил результаты моих теоретических изысканий в докладе, который вызвал небывалый интерес и оживленную дискуссию. Все участники совещания горячо поддержали идею эксперимента и рекомендовали немедленно подать заявку для наблюдений на американской радиоинтерферометрической системе VLBA. Так я и поступил, вернувшись с совещания в свой университет. Мы с Эдвардом запросили комиссию по наблюдениям на VLBA предоставить нам время для проведения тестовых измерений и основного эксперимента. Наша заявка была полностью поддержана Национальной Радиоастрономической Обсерваторией США. Нам также оказал поддержку радиоастрономический институт им. Макса Планка в Германии. Его 100-м полноповоротная антенна, расположенная вблизи г. Бонна, в местечке Эффельсберг, принимала активное участие в эксперименте, обеспечивая минимальное время наблюдения квазара, равное всего 1 мин, что было весьма существенным фактором, для достижения необходимого углового разрешения.

Мы разработали модернизированный вариант фазово-калибровочного метода радиоинтерферометрических измерений. Стандартный метод использует только один калибровочный источник, но в нашем случае этого было недостаточно. Мы собирались измерять не просто величину смещения опорного квазара в плоскости неба, но и направление смещения, чтобы измерить величину деформации круга Эйнштейна для установления верхнего предела скорости гравитации. Таким образом мы выбрали четыре калибровочных квазара, два из которых были расположены почти на одной прямой с основным. Угловое расстояние между основным и калибровочными квазарами приблизительно равно 1°. Этот угол достаточен, чтобы гравитационное поле Юпитера практически не влияло на видимые положения калибровочных квазаров. Мы провели серию тестовых измерений за несколько месяцев до основного эксперимента и решили использовать только два калибровочных квазара (J0842 + 1835 и J0854 + 2006), что обеспечивало нам более длительное накопление сигнала от каждого из них с соответствующим увеличением точности наблюдений.

Рис.6 - Схема расположения основного (№ 1) и калибровочных (№№ 2, 3, 4, 5) квазаров на небесной сфере, используемых для построения высокоточной опорной системы координат. Прямая линия показывает движение Юпитера с 3 по 13 сентября 2002 г. Минимальное угловое расстояние между Юпитером и основным квазаром 8 сентября составило 3.7', что эквивалентно 7 полным дискам Юпитера. В основном эксперименте использовались квазары 1, 2, 3.

Наблюдения в основном эксперименте проводились в течении пяти дней - 4, 7, 8, 9 и 12 сентября. Максимальное сближение Юпитера с базовым квазаром J0839 + 1802 происходило 8 сентября - в день, когда мы и проводили измерение верхнего предела скорости гравитационного взаимодействия. Наблюдательная схема была устроена следующим образом. Все 10 радиотелескопов VLBA и антенна в Эффельсберге "смотрели" на один квазар в течение 1 мин, затем все антенны синхронно направлялись на другой казар и также наблюдали его 1 мин, после этого происходило синхронное переключение всех антенн на третий квазар и его наблюдение в течение 1 мин. С завершением одного цикла немедленно начинался следующий. В течение одного дня было возможно совершить сто полных циклов, что определялось зоной совместной видимости квазаров используемыми антеннами. Такая схема позволила нам исключить мелкомасштабные флуктуации земной атмосферы и получить относительную точность измерения углового расстояния между квазарами 10 мкс дуги. При этом мы полностью подтвердили теоретические идеи и числовые расчеты данного эксперимента и доказали, что: