Марио Бертолотти - История лазера

Геофизики используют спутники, способные отражать свет в обратном направлении (с уголковыми отражателями) для измерения движений земной коры. Путем измерения времени, которое требуется лазерному импульсу, чтобы дойти до спутника и вернуться обратно, можно измерить с очень высокой точностью расстояние между лазером и спутником. Если спутник находится на стационарной орбите, так что его расстояние до Земли не изменяется, то этот метод позволяет измерить малые перемещения места, на котором установлен лазер. Это позволяет измерять дрейф континентов.

Континенты плавают по расплавленному внутреннему слою Земли, как плиты земной коры. Эти плиты сталкиваются друг с другом, вызывая землетрясения, появление островов и извержения вулканов. Поэтому измерения дрейфа континента имеют огромную важность. Спутниковая программа LAGEOS (лазерный геодинамический спутник) дала в 1970-е гг. доказательства дрейфа континентов. В настоящее время эти измерения продолжаются со вторым спутником такого типа. Например, были выполнены измерения вдоль линии разлома в Калифорнии. С помощью измерения таких малых перемещений делаются попытки предсказать землетрясение, прежде чем оно случится.

С помощью такой же методики можно прослеживать, как Земля вращается вокруг оси и изменяет свою форму.

Bell Labs использовала один из первых лазеров для исследований рельефа поверхности Луны. Во время экспедиции Аполлон 11, отправленной на Луну 21 июля 1969 г., астронавты установили на ее поверхности два уголковых отражателя, способных отражать лазерный свет, посланный с Земли [16] До этого уголковый отражатель был установлен на Луне с помощью советского «Лунохода-1». — Прим. пер. . Группа астрономов Ликской Обсерватории в Калифорнии послала на Луну мощный пучок рубинового лазера, что позволило измерить расстояние Земля—Луна с точностью, намного превышающей точность обычных астрономических наблюдений.

Лазерный альтиметр был использован в проекте MOLA (Mars Orbiter Laser Altimeter), чтобы получить трехмерное глобальное изображение Марса.

В 1919 г. Эйнштейн предсказал, что движущиеся массы производят гравитационные волны, распространяющиеся со скоростью света. К сожалению, амплитуда такого гравитационного излучения, испускаемого любым источником, созданным в лаборатории, слишком мала, и гравитационные волны нельзя обнаружить. С другой стороны, астрофизические явления, которые могут вовлекать огромные массы с релятивистскими скоростями, могут произвести гравитационное излучение, которое поддается измерению. Косвенные доказательства наличия существования гравитационных волн были найдены, и за это Алан Рассел Хале (г. р. 1950) и Жозеф Хутон Тейлор (г. р. 1941) получили в 1993 г. Нобелевскую премию по физике. Однако прямые, определенные доказательства все еще отсутствуют. Гравитационные волны возникают от ускоренных масс способом, во многом подобным испусканию электромагнитных волн ускоренными зарядами. Они воздействуют на массы, растягивая их в одном направлении и сжимая в другом, перпендикулярном, направлении.

Когда гравитационная волна проходит, она может привести массу в колебательное движение, вверх-вниз, подобно океанским волнам. Чтобы обнаружить гравитационные волны, необходимо измерить такое движение.

В принципе смещения, производимые гравитационной волной, можно было бы измерить с помощью большого цилиндра, изолированного от внешних воздействий. Он резонировал бы механически на частоту гравитационной волны. Чувствительные датчики преобразуют эти колебания в сигналы, которые можно измерить. Первый детектор на основе резонансного цилиндра был сконструирован в конце 1950-х гг. Джозефом Вебером, о котором мы уже говорили, когда обсуждали мазер. Вебер изготовил алюминиевый цилиндр весом несколько тонн, который резонировал на частоте около 1 кГц. Он объявил, что получил положительные результаты, но никто не подтвердил их. Затем другие детекторы подобного типа были построены в ряде институтов во всем мире. Лучшие из этих устройств способны зафиксировать смещение на уровне 10 —12. Но это все же оказалось недостаточным, чтобы обнаружить гравитационные волны, если только они не возникают достаточно близко и в результате крайне сильных астрономических событий.

Альтернативный способ детектировать гравитационные волны заключается в измерении времени, которое требуется свету для прохождения между двумя зеркалами, которые располагаются на двух тяжелых маятниках. Они могут колебаться под действием гравитационной волны. Этот метод включает сравнение времен прохождения двух лазерных пучков, которые распространяются под прямыми углами в интерферометре Майкельсона (подобно тому, как он использовался для измерений скорости света в двух, взаимно перпендикулярных направлениях). Гравитационная волна должна сжимать один путь, делая его короче и растягивать другой, делая его длиннее. Рис. 66 показывает возможную схему. Эксперименты начались в 1970-х гг. Если интерферометр имеет длину плеча 4 км, типичная гравитационная волна изменит его длину, менее чем на 10 —14часть, что составляет одну тысячную размера атомного ядра. В интерферометре свет проходит много раз между неподвижным зеркалом и зеркалом, подверженном смещению. В результате разница в длинах суммируется многократно.

Рис. 66. Интерферометр, предназначенный для обнаружения гравитационных волн, включает четыре зеркала S 1, S 2, S 3, S 4, укрепленных на тяжелых маятниках, изолированных от внешних (земных) воздействий. Эти зеркала обеспечивают распространение лазерного света в двух взаимно перпендикулярных направлениях, по путям S 1S 2и S 3S 4. Лазерный пучок расщепляется на две части с помощью полупрозрачного зеркала Sp и после пробегов много раз между парами зеркал попадает на приемник D. Если приходит гравитационная волна, то она действует на маятники, изменяя длины путей в плечах интерферометра с противоположным знаком. Эти изменения, составляющие малую часть длины волны лазера, могут изменить условия интерференции, которая регистрируется приемником. Тем самым будет зарегистрировано действие гравитационной волны на массы маятников

Интерферометры такого типа были построены в разных частях мира. Вебер уже в 1970-х гг. понимал, что лазерный интерферометр может быть более чувствительным, чем подход, основанный на использовании цилиндра. Идея лазерного интерферометра для обнаружения гравитационных волн была независимо выдвинута российскими учеными М. Герштейном и В. Пустовойтом из Московского университета и Р. Вайсом из MIT (США). Первый интерферометр был построен в 1978 г., а в 1983 г интерферометр длиной 40 м был установлен в Калифорнийском технологическом институте. Подобные же интерферометры существуют в настоящее время в Италии, Германии и Японии. Недавно было спроектировано даже более мощное устройство с интерферометром длиной 4 км, помещаемого в туннель для защиты распространения света. Две установки с такими интерферометрами были реализованы в Хэнфорде (штат Вашингтон) и в Ливингстоне (штат Луизиана). Эти интерферометры обозначаются как LIGO (Laser Interferometer Gravitational wave Observatory). Они обладают чувствительностью в одну часть на 10 15, которую можно увеличить в 100 раз. Работы по этому проекту продолжаются с августа 2002 г.