physħ

Нобелевская премия по физике вручена за исследование чёрных дыр

Wed, 07 Oct 2020 20:30:00 +0300

Нобелевскую премию по физике в 2020 году разделили между тремя учёными. Половину премии получит известный физик-теоретик Роджер Пенроуз, остальное поделят поровну между астрономами Райнхардом Генцелем и Андреей Гез. В формулировке нобелевского комитета Пенроуз награждён за «открытие того, что образование чёрных дыр является точным предсказанием общей теории относительности», а Генцель и Гез — за «открытие сверхмассивного компактного объекта в центре нашей галактики».

Премия второй год подряд вручена за достижения в области астрофизики — в прошлом году отметили открытие планет, обращающихся вокруг далёких звёзд. Можно вспомнить, что более того всего три года назад нобелиатами стали астрофизики, впервые зарегистрировавшие гравитационные волны от слияния чёрных дыр.

Ещё одна характерная особенность награждённых работ, это их возраст. Основополагающая статья Пенроуза о чёрных дырах датирована 1965 годом! Сам учёный буквально два месяца назад отметил 89-летие. Два других лауреата моложе, но и их наблюдения, приведшие к вручению премии, были проведены ещё в 1990-х годах.

Тем не менее, теоретическое предсказание существования чёрных дыр и непосредственное наблюдение космических объектов, обладащих всеми свойствами, характерными для этих изначально гипотетических объектов, безусловно, является одним из важнейших достижений в астрофизике и заслужило высокую награду. Какой же вклад в это достижение внёс каждый из лауреатов?

Как зародилась идея чёрных дыр

Роджер Пенроуз к середине 1960-х годов успел отметиться серией сильных математических работ и дорос до статуса профессора прикладной математики в Биркбекском колледже Лондонского университета. В 1964 году он узнаёт от известного космолога Джона Уилера о проблемах математической теории чёрных дыр, и приступает к их решению.

Вообще, идея существования объектов столь массивных, что силу их притяжения не может преодолеть даже свет, по меркам современной физики стара. Ещё в 18 веке её независимо друг от друга высказали англичанин Джон Мичелл и француз Пьер-Симон Лаплас. Их рассуждения, однако, опирались на законы Ньютона, которые, как оказалось позже, неприменимы к свету и сверхмассивным телам.

Правильную теорию притяжения для тел любой массы и справедливую также и для света создал в 1915 году Альберт Эйнштейн. Эта теория получила название общей теории относительности. Именно она сейчас считается основной теорией гравитации и широко используется как для описания отдельных космических тел, так и для описания всей Вселенной. Уже в 1916 году для уравнений этой теории Карл Шваршильд получил математическое решение, описывающее самую простую чёрную дыру.

В центре чёрной дыры находится сингулярность, а её границей считается горизонт событий — зависящая от наблюдателя поверхность, из-под которой не может выбраться ни одно материальное тело и даже свет. При пересечении горизонта событий линия в пространстве становится линией во времени, унося всё, что пересекает горизонт, к сингулярности.

В дальнейшие годы проблема существования чёрных дыр не привлекала большого внимания, хотя и были получены отдельные интересные результаты. Проблема заключалась в том, что все они были получены в простейших идеализированных случаях, и многие учёные сомневались, что формирование чёрной дыры в реалистичных условиях возможно.

Как Пенроуз сделал чёрные дыры реальными

Тем временем в начале 1960-х годов были открыты удивительные космические объекты, получившие название квазары. По оценкам их яркость превышает яркость тысяч галактик, а плохо видны они только потому что находятся на огромном расстоянии от нас, где-то ближе к краю видимой Вселенной. Такой яркий объект не мог быть простой звездой, поскольку известно, что чем ярче звезда, тем короче её жизнь, поскольку она быстро сжигает весь запас водорода, необходимого для термоядерного горения. Поэтому была выдвинута гипотеза, что квазары на самом деле являются чёрными дырами сверхбольшой массы, которые поглощая окружающее их вещество высвечивают часть энергии этого вещества в виде ярких потоков излучения.

Чёрная дыра формируется при коллапсе звезды. При этом в некоторый момент времени образуется сингулярность, вокруг которой начинает расти горизонт событий. Как показал Пенроуз, под горизонтом для любой замкнутой гиперповерхности все пересекающие её траектории, обращены своими временными конусами внутрь, не давая ничему выйти из объёма, ограниченного поверхностью. Причём это справедливо и для несимметричного распределения массы.

Именно в связи с этой гипотезой учёные вернулись к проблеме более строгого математического обснования возможности формирования чёрных дыр. И именно Роджеру Пенроузу удалось её решить. Применив хитроумный математический аппарат, он показал, что уравнения общей теории относительности Эйнштейна имеют решения, описывающие формирование чёрных дыр даже в далёких от идеальных условиях. Это доказательство вкупе с наблюдением квазаров убедило большинство астрофизиков в реальности существования подобных экзотических объектов. Собственно, и сам термин «чёрная дыра» прочно вошёл в обиход только после этих работ.

Как найти чёрную дыру?

Вскоре после этого была выдвинута гипотеза, что сверхмассивные чёрные дыры существуют не только в далёких квазарах, но и в центре почти любой галактики. В том числе и той галактики, в которой живём мы, – Млечного Пути. Их масса не так велика, как масса квазаров, поэтому они не такие яркие, но как тогда их обнаружить?

Разрешающей силы телескопов до самого последнего времени никак не хватало, чтобы разглядеть непосредственно окрестность даже самых больших чёрных дыр. Только с запуском сети телескопов Event Horizon Telescope в прошлом году удалось, наконец, получить изображение «тени чёрной дыры». Группы, возглавлявшиеся Райнхардом Генцелем и Андреей Гез, действовали другим методом.

Они решили измерить скорость движения звёзд, вращающихся вокруг центра нашей галактики — астрономы по историческим причинам называют его объектом Стрелец A* («Стрелей А со звёздочкой») — на небольшом расстоянии от него. Если в центре имеется относительно небольшой массивный объект, то скорость вращающихся вокруг него звёзд должна быть тем ниже, чем дальше расположена звезда, — это следует из хорошо известных законов Кеплера и аналогично тому, как скорость планет в Солнечной системы тем ниже, чем дальше планета от Солнца. Если же в центре нет компактного объекта, а вся масса распределена по большому объёму, то скорость звёзд менялась бы с расстоянием как-то по-другому.

Так схематично выглядит наша Галактика со стороны. Объект Стрелец A* расположен в её центре, а Солнечная система на окраине в одном из рукавов. Расстояние от нас до центра составляет около 26 000 световых лет.

Первая проблема с подобным наблюдением заключается в том, что в центре галактики очень много звёзд и ещё больше межзвёздного газа и пыли. То есть центр галактики просто плохо виден. Решить эту проблему удалось, проводя наблюдения не в видимом свете, а в инфракрасном диапазоне — такие волны значительно слабее поглощаются.

Другая проблема заключалась в том, что звёзды двигаются по небу медленно, и чтобы измерить их скорости, наблюдать за ними надо долго. Это делает наблюдения с помощью космических телескопов, например, знаменитого телескопа имени Хаббла непрактичными — ведь другие наблюдения тоже требуют времени. По этой причине пришлось использовать наземные телескопы.

Но с наземными телескопами есть другая проблема: им мешает атмосфера земли. Когда астрономы пытаются рассмотреть мелкие детали на небе, даже небольшие колебания воздуха, вызванные ветрами или неравномерным нагревом, приводят к сильным искажениям. Именно решение этой технической проблемы и привело группы Гензеля и Гез к открытию.

Как разглядели чёрную дыру в центре нашей галактики?

использовали малое время экспозиции, то есть открывали объектив камеры на долю секунды. За это время на плёнку камеры падало незначительное количество света, поэтому был разработан специальный сверхчувствительный детектор.

Во-вторых, из-за движения воздуха изображения звёзд на разных снимках были смещены друг относительно друга, поэтому астрономы применили специально разработанный метод их выравнивания, называемый спекл-визуализацией.

Наконец, в-третьих, обе группы проводили свои измерения независимо в течение нескольких лет. Гензель — в Чили в обсерватории Ла-Силья, а Гез — на Гавайях в обсерватории Кека. Затем они сравнили друг с другом свои наблюдения и обнаружили отличное совпадение результатов. Скорости звёзд идеально совпали с законами Кеплера, что явилось доказательством наличия в центре галактики компактного объекта чрезвычайно большой массы.

Дальнейшие наблюдения с помощью более совершенных методов только подтвердили первоначальные выводы, а кроме того, позволили получить более сильные аргументы в пользу того, что этот массивный объект действительно является чёрной дырой. В частности, ещё в 1992 году была обнаружена звезда S2, которая делает полный оборот вокруг центра всего за 16 лет. То есть за время наблюдения она уже успела больше одного оборота. Оказалось, что её движение не может быть описано законами Ньютона, но прекрасно согласуется с общей теорией относительности Эйнштейна. Ну и, как уже говорилось выше, буквально в прошлом году с помощью уже целой сети телескопов удалось разглядеть непосредственные окрестности центра галактики, и показать, что их изображение совпадает с тем, что ожидалось увидеть от сверхмассивной чёрной дыры.

Чёрные дыры являются одним из самых экзотических объектов во Вселенной. Но интересны они не только тем, что их не может ни один объект, даже свет, а с их теорией связано большое количество иногда сложно разрешимых парадоксов. Чёрные дыры – это объекты, в которых, как считают учёные, существует область, где перестают работать современные физические теории, и для полноценного их описания требуется создание абсолютно новой теории – квантовой гравитации, которая объединила бы законы микромира, квантовую физику, и законы гравитационного притяжения тел, которые управляют миром звёзд.

Это авторский вариант статьи, опубликованной изначально в «Медузе»

Первая фотография экзопланетной системы у звезды солнечного типа

Thu, 23 Jul 2020 12:00:25 +0300

С Очень большим телескопом Европейской южной обсерватории (VLT ESO) получен первый в истории снимок молодой солнцеподобной звезды, вокруг которой обращаются две гигантских экзопланеты. Об этом сообщается в свежей статье в журнале The Astrophysical Journal Letters. Прямые снимки систем экзопланет крайне редки и до сих пор астрономам никогда не удавалось прямо наблюдать более одной планеты, обращающейся вокруг звезды, похожей на Солнце. Такие наблюдения могут помочь понять, как образовались и эволюционировали планеты Солнечной системы.

Снимок, полученный приёмником SPHERE на VLT. Свет от звезды блокирован при помощи коронографа. Светлые и тёмные кольца в поле вокруг звезды – оптический артефакт. Планеты видны как две ярких точки в центре и в нижней правой части кадра.

Хотя астрономы косвенными методами зарегистрировали в нашей Галактике тысячи планет, лишь для малой части из них удалось получить прямые изображения. Прямые снимки двух или более экзопланет у одной и той же звезды – ещё более редкое достижение. На сегодняшний день наблюдались две таких системы с материнскими звёздами сильно отличающимися от Солнца. Новое изображение, полученное на телескопе VLT ESO, – это первый прямой снимок более одной экзопланеты у солнцеподобной звезды.

Снимок был получен у звезды TYC 8998-760-1, расположенной примерно в 300 световых годах. Планеты видны в виде двух ярких точек, а материнская звезда расположена в верхнем левом углу кадра. Получив несколько снимков в разные моменты времени, астрономы смогли отличить планеты от фоновых звёзд.

Планеты представляют собой газовые гиганты, обращаютщиеся вокруг материнской звезды на расстояниях примерно 160 и 320 а. е. (астрономических единиц, расстояний от Земли до Солнца). Таким образом, они оказываются гораздо дальше от своей звезды, чем отстоят от Солнца Юпитер и Сатурн, газовые гиганты Солнечной системы (на 5 и 10 а. е., соответственно). Исследователи также установили, что эти две экзопланеты гораздо массивнее, чем гиганты Солнечной системы: внутренняя планета в 14, а внешняя – в 6 раз тяжелее Юпитера.

Изображения этой планетной системы были получены в ходе поисков молодых гигантских планет у звёзд, похожих на Солнце, но гораздо моложе него. Возраст расположенной в южном созвездии Мухи звезды TYC 8998-760-1 всего 17 млн лет. Для сравнения возраст Солнца составляет околоа 4,5 млрд лет.

Дальнейшие наблюдения этой системы, в том числе с будущим Чрезвычайно большим телескопом ESO (ELT), позволят астрономам проверить, образовались эти планеты на своих нынешних весьма удаленных от материнской звезды орбитах или мигрировали туда. ELT поможет выявить и наличие взаимодействия между этими двумя молодыми планетами.

Источник: Телескоп ESO VLT получил первый снимок планетной системы у звезды типа Солнца // ESO

Детектор XENON1T, возможно, засёк частицы тёмного вещества аксионы

Mon, 22 Jun 2020 18:00:25 +0300

Около четырёх лет назад я написал небольшой пост о профессоре Колумбийского университета Елене Априле и о возглавляемом ею проекте по поиску частиц тёмного вещества XENON. Она тогда считала, что «в течение ближайших пары лет, может, пяти-шести в общей сложности, мы или скажем наверняка, что вимпов не существует, или что-то откроем». И вот, возможно, они, действительно что-то открыли!

Сердце детектора — камера, заполненная 3,5 тоннами ксенона.

XENON — самый чувствительный на данный момент детектор, нацеленный на поиск частиц тёмного вещества. Его текущая модификация XENON1T представляет собой 3,2 тонны жидкого сверхчистого ксенона (просто чтобы понять техническую сложность эксперимента: ксенон может находиться в жидкой форме только в очень узком диапазоне температур от −108 до −111 °C). Бак с ксеноном помещён глубоко под землю в горах Италии и обнесён чувствительными датчиками.

Изначально в проекте вообще-то искали вимпы — это такие популярные гипотетические кандидаты в частицы тёмного вещества с большой массой, которые, предполагается, могут слабо взаимодействовать с ядрами ксенона. Но за более чем 10 лет (прежде, чем загрузить несколько тонн ксенона, они начинали с маленьких детекторов) ничего похожего не нашли.

И тут поняли, что на той же установке можно искать и немного другой тип гипотетических частиц, называемых аксионами. Эти частицы значительно легче, и их ищут по их воздействию на электроны. Проблема тут в том, что с электронами взаимодействует много чего вполне обычного: например, электроны от бета-распада радиоактивных атомов в горной породе. Но эти обычные события можно более-менее точно оценить, и посмотреть, нет ли в сигнале чего-нибудь ещё.

Оказалось, что вроде как есть: вместо ожидаемых 232±15 событий увидели 285 — это превышение в 3.5σ (это грубо означает, что шанс того, что превышение является случайным стечением обстоятельств, составляет что-то около 0,02%). В физике элементарных частиц это ещё не открытие, но очень близко к нему (для открытия требуется 5σ, что соответствует вероятности ошибки ~10⁻⁵ %).

Результаты измерения на детекторе XENON1T. Сильное превышение над фоном (красная линия) заметно для энергии около 2 кэВ.

Возможны, конечно, и другие объяснения. Например, такой же сигнал могут дать обычные нейтрино, если вдруг обладают большим магнитным моментом — его величину у них никто не знает, и если она, действительно, окажется настолько большой, то это само по себе будет чрезвычайно интересно и неожиданно.

Есть, правда, и тривиальное объяснение — сигнал вызван загрязнением тритием. Это единственная банальная причина, которую учёные не смогли исключить полностью в связи со сложностью обнаружения трития. Вообще-то, этот изотоп водорода в силу высокой радиоактивности встречается чрезвычайно редко: в ксеноне по оценкам его не должно остаться больше, чем 1 атом на 10²⁵ атомов ксенона, но и этого может быть достаточно для того, чтобы объяснить добрую половину наблюдаемого сигнала. По всей видимости, единственная возможность исключить это объяснение: найти аналогичный сигнал другими методами.

Препринт статьи: E. Aprile et al. (XENON Collaboration) Observation of Excess Electronic Recoil Events in XENON1T

Астрономы обнаружили чёрную дыру всего в тысяче световых лет от Земли

Mon, 08 Jun 2020 23:00:25 +0300

Международная группа астрономов открыла чёрную дыру всего в тысяче световых лет от Земли. Эта чёрная дыра ближе к Солнечной системе, чем какая бы то ни была другах из известных на сегодняшний день. Обнаружить её удалось благодаря тому, что она входит в тройную систему звёзд, так что доказать существование невидимого объекта в ней удалось, отслеживая движения его двух звёзд-компаньонов. Астрономы ожидают, что в будущем подобным образом будут обнаружены множество чёрных дыр. Результаты работы опубликованы в журнале Astronomy & Astrophysics.

Орбиты двух видимых звёзд в тройной системе, содержащей чёрную дыру. Взгляд художника

Тройная система, о которой идёт речь, носит название HR 6819, расположена в созвездии Телескопа и так близка к нам, что в южном полушарии её звёзды можно разглядеть на тёмном безоблачном небе без бинокля или телескопа. Вначале группа наблюдала систему в рамках своего исследования двойных звёздных систем. Однако, когда астрономы проанализировали свои наблюдения, они поняли, что в системе HR 6819 присутствовало третье, ранее не обнаруженное тело. Наблюдения со спектрографом FEROS на 2,2-метровом телескопе MPG/ESO в Ла Силья показали, что одна из двух видимых звёзд обращается вокруг невидимого компаньона за 40 дней, а вторая находится на большом расстоянии от этой внутренней пары.

Чёрная дыра в HR 6819 — одна из первых обнаруженных чёрных дыр звёздной массы, которые не взаимодействуют активно со своим окружением и поэтому остаются поистине невидимыми. Группа сумела выявить её присутствие и вычислить её массу, исследуя орбиту звезды внутренней пары. Её масса составила по меньшей мере 4 массы Солнца, и невидимым такой массивный объект может быть только являясь чёрной дырой.

На сегодняшний день астрономы нашли в нашей Галактике всего пару десятков чёрных дыр. Почти все они активно взаимодействуют со своим окружением и выдают своё присутствие возникающим при этом мощным рентгеновским излучением. Но по оценке учёных за время жизни Млечного Пути в чёрные дыры в конце своей эволюции должно было превратиться гораздо больше звёзд — счёт идёт на сотни миллионов. Открытие невидимой чёрной дыры в HR 6819 означает, что, возможно, таким образом скрыты и многие другие чёрные дыры.

В частности, астрономы подозревают, что чёрная дыра может скрываться и в ещё одной системе с двумя видимыми звёздами, известной как LB-1. Для доказательства этого, однако, требуются дополнительные наблюдения. LB-1 несколько дальше от Земли, но по астрономическим меркам все равно довольно близко. Если удастся найти и исследовать значительное количество подобных систем, это поможет узнать больше об образовании и эволюции редких звёзд, которые начинают свою жизнь с массой в десятки солнечных, а заканчивают взрывом сверхновой, после которого остаётся чёрная дыра.

Изучение тройных систем с внутренней парой и третьей удалённой звездой представляет интерес и для объяснения событий слияния звёзд, сопровождающиеся выделением огромной энергии. При этих событиях испускаются гравитационные волны, довольно мощные, чтобы их можно было зарегистрировать на Земле. Некоторые исследователи считают, что такие слияния могут происходить в системах с конфигурацией, похожей на HR 6819 или LB-1, но в которых внутренняя пара состоит из двух чёрных дыр или чёрной дыры и нейтронной звезды. Удалённый внешний объект может гравитационно воздействовать на внутреннюю пару, инициируя её слияние. Хотя в HR 6819 и LB-1 только по одной чёрной дыре и нет нейтронных звёзд, эти системы всё же могут помочь понять, как именно устроена динамика тройных звёздных систем, содержащих компактные массивные объекты.

Источник: В ESO найдена ближайшая к Земле черная дыра // ESO

Учёные измерили плотность жидкого железа в условиях земного ядра

Tue, 28 Apr 2020 11:00:25 +0300

Одним из самых сложных объектов для исследования является состояние вещества, в котором оно находится в недрах планет. Такое состояние называют тёплым плотным веществом. Это название подчёркивает, что вещество, во-первых, сильно сжато силами давления, которые в расчёте на один атом могут превышать силы межатомного взаимодействия, а во-вторых, нагрето до высоких, но не слишком температур: вещество находится на грани ионизации, но ещё не является в полной мере плазмой как, например, вещество горячих звёзд.

Сложность исследования связана с тем, что получить такие условия в лаборатории чрезвычайно сложно, а в недра планет особо не проникнешь. Тем не менее, что-то всё-таки сделать удаётся.

Проще всего достичь нужного состояния сильно ударив чем-нибудь по образцу: подойдут мощные сфокусированные лазерные импульсы, например. Тогда вещество на долю секунды сожмётся и слегка (на несколько тысяч градусов) нагреется. Проблема такого подхода в том, что, во-первых, это всё же динамический процесс, а в недрах планет вещество находится в состоянии стационарном, и может вести себя по-другому, а во-вторых, из-за чрезвычайно короткой длительности состояния сжатия нужны изощрённые методы диагностики, чтобы измерить что-то релевантное.

Есть и другой подход: небольшой кусочек вещества размещает между сверхострыми алмазными иглами, которые помещаются под высокое давление. Из-за малой площади и высокой твёрдости алмаза так достигается давление в миллионы атмосфер. Этот метод, называемый методом алмазных наковален, набрал огромную популярность в последние годы в связи с успешной реализацией идеи многоступенчатой наковальни: когда в наковальню помещается более мелкая наковальня, внутри которой уже находится изучаемое вещество.

Внешний вид алмазных наковален

Но есть ещё одна проблема. При таких высоких давлениях многие вещества начинают течь: переходят в жидкое состояние. Именно это происходит в том числе и с железом, из которого по современным представлениям в основном и состоит земное ядро.

Самым надёжным способом определить плотность вещества в наковальне — рентгеновская дифракция. Рентген дифрагирует на атомах, и из-за интерференции рассеянный сигнал содержит информацию о расстояниях между атомами. А зная это расстояние и массу ядер, несложно определить и плотность. Но это легко сделать, когда вещество образует кристалл: все расстояния одинаковые, и сигнал получается ярко выраженным. А в жидкости расстояния между атомами самые разные, и сигнал размывается.

В свежей статье, опубликованной в PRL, учёным удалось решить эту проблему, применив новый более хитрый способ обработки данных рентгеновской дифракции. Это позволило впервые померить плотность железа при давлении до 1,16 млн атмосфер и температуре около 4000 °C. Оказалось, что его плотность при этих параметрах достигает величины в 10,1 г/см³, что на 29% выше, чем при нормальных условиях. Экстраполяция этих данных в область более высоких давлений показала, что плотность чистого железа на 7,5% выше, чем плотность внешнего ядра Земли, которая была измерена сейсмологическими методами, что скорее всего означает, что в ядре находится существенное количество более лёгкого элемента.

Схема строения Земли в разрезе

Естественно предположить, что таким элементом является кислород. Только вот хорошо известно, что кислород чрезвычайно плохо растворим в железе, поэтому он осел глубже, в твёрдом внутреннем ядре, про которое известно, что оно действительно имеет более низкую плотность, чем чистый железный кристалл. А вот, что обеспечивает малую плотность жидкого ядра пока неизвестно.

Нарушение симметрии нейтрино и антинейтрино стало ещё заметнее

Tue, 21 Apr 2020 10:00:25 +0300

Физикам удалось увеличить точность измерений разницы в скорости осцилляций нейтрино и её античастицы — антинейтрино, обнаруженной ещё около 10 лет назад. Теперь вероятность того, что эта разница вызвана случайными факторами, ниже 1%. Эта разница, или как её называют учёные асимметрия нейтрино и антинейтрино, может стать ключевым фактом, объясняющим, почему в нашей Вселенной вещества значительно больше, чем антивещества. Измерения были проведены на установке T2K и опубликованы в свежем выпуске журнала Nature.

Нейтрино представляют собой легчайшие и при этом чрезвычайно слабо взаимодействующие с окружающим веществом частицы в изобилии рождающиеся в ядерных реакциях на Солнце и в ядерных реакторах. Каждую секунду через наше тело проходят триллионы этих частиц, тем не менее для их регистрации требуется строить исполинские детекторы, заполненные тоннами воды.

На данный момент известно существование трёх типов нейтрино, называемых также ароматами: электронное, мюонное и тау-нейтрино. Удивительной особенностью этих частиц является возможность самопроизвольного превращения нейтрино одного типа в нейтрино другого типа. Этот процесс называется нейтринными осцилляциями.

В рамках эксперимента T2K (Tokai-to-Kamioka) мюонные нейтрино и антинейтрино рождаются на протонном ускорителе в J-PARC вблизи города Токаи и направляются в сторону нейтринного детектора Super-Kamiokande, расположенного на расстоянии в 295 км вблизи города Камиока. Этот детектор представляет собой подземный бак, заполненный 50 000 тоннами чистой воды, окружённой тысячами детекторов. При прохождении через воду нейтрино есть небольшая вероятность, что произойдёт ядерная реакция с испусканием гамма-фотонов, которые и регистрируется детекторами.

Детектор способен регистрировать электронные нейтрино и антинейтрино, и поскольку в исходном пучке их нет, то он может измерить, насколько велика вероятность осцилляций для перехода между мюонными и электронными нейтрино. Из-за небольшой дистанции между источником нейтрино и детектором эта вероятность, однако, невелика. Поэтому за период с 2009 по 2018 годы удалось обнаружить всего несколько десятков таких событий.

Тем не менее этого хватило, чтобы заметить существенную разницу в скорости осцилляций нейтрино и антинейтрино. Если бы она отсутствовала, детектор должен был зафиксировать около 68 электронных нейтрино и около 20 антинейтрино. В то время как ему измеренное отношение составило 90 к 15.

С теоретической точки зрения, разница между частицами и античастицами обусловлена нарушением так называемой зарядовой чётности, называемой также CP-симметрией. Эта симметрия утверждает, что частицы и античастицы должны вести себя идентично при зеркальном отражении протекающих процессов. Её нарушение было обнаружено ещё в 1960-х годах в экспериментах с тяжёлыми частицами.

А в 1967 года А. Д. Сахаров показал, что достаточно сильное нарушение CP-симметрии могло бы естественным образом объяснить, почему в наблюдаемой Вселенной практически нет антивещества. Эта проблема асимметрии вещества и антивещества является одной из фундаментальных в современной космологии. И она до сих пор не решена, поскольку CP-асимметрия тяжёлых частиц оказалась слишком слабой.

Если нейтрино, действительно, обладают сильной асимметрией, это, в принципе, могло бы объяснить превалирование вещества во Вселенной, однако для этого нужно подтверждение ещё одной гипотезы. Дело в том, что нейтрино всё же слишком легки и слишком слабо взаимодействуют с другими частицами, поэтому требуется существование более тяжёлого их аналога с похожими свойствами. И такие частицы, оказывается, могут существовать.

У нейтрино есть ещё одна особенность: они все «лево-закрученные», то есть их собственный момент импульса, спин, всегда направлен вдоль направления движения, а у антинейтрино — наоборот. Это позволяет предполагать, что у нейтрино есть частица-партнёр, обладающая противоположным свойством. Такие частицы появляются в некоторых теориях, расширяющих Стандартную модель элементарных частиц, и должны обладать огромной массой. Из-за такой большой массы их пока не удавалось создать в экспериментах, но они могли существовать в плотной и горячей ранней Вселенной. В ней они бы быстро распались на другие частицы, но из-за асимметрии частицы и античастицы распадались бы по-разному, что и привело бы к возникновению асимметрии между веществом и антивеществом.

Тем не менее несмотря на высокую статистическую достоверность полученных результатов, которая превысила уровень 3σ, для однозначного признания открытия требуется уровень 5σ, и эксперимент T2K его достичь не сможет. Не поможет даже объединение результатов с другим похожим экспериментом NOvA, идущим параллельно в США. И вся надежда сейчас на будущие, ещё большие установки DUNE и T2HK, которые начнут работу не раньше конца 2020-х годов, а нужное количество событий зарегистрируют только к середине 2030-х.

Возможное нарушение CP-симметрии, кстати, не единственная причина, почему именно нейтринная физика может принести прорыв в наше понимание природы. Недавно я составил список из ещё пяти причин обратить на это направление науки более пристальное внимание.

Источники:

Silvia Pascoli & Jessica Turner, Matter–antimatter symmetry violated // Nature News & Views
Natalie Wolchover, Neutrino Asymmetry Passes Critical Threshold // Quanta Magazine

Пять загадок Меркурия, на которые может дать ответ BepiColombo

Mon, 20 Apr 2020 18:30:00 +0300

Меркурий представляет собой пустынный мир, который, на первый взгляд, выглядит не слишком интересным. Однако миссии Mariner и MESSENGER показали, что самая маленькая планеты Солнечной системы не так уж и скучна. Например, несмотря на температуру поверхности в 450°C, на ней, похоже, присутствует водяной лёд! Кроме того, по всей видимости, внутреннее ядро Меркурия значительно больше, чем можно было бы ожидать исходя из размеров планеты, а его поверхность имеет неожиданный химический состав. Сейчас в сторону Меркурия направляется евро-японская миссия BepiColombo, которая, возможно, ответит на следующие пять вопросов о Меркурии.

1. Как возник Меркурий?

Меркурий лишь немногим больше Луны и обращается вокруг Солнца по эллиптической орбите, совершая полный оборот за 88 дней. В ближайшей точке расстояние от Меркурия до Солнца в три раза меньше расстояния между Солнцем и Землёй. Но всегда ли Меркурий находился на этой орбите? Достоверно это неизвестно.

Измерения аппарата MESSENGER, обращавшегося вокруг Меркурия с 2011 по 2015, показали, что на поверхности Меркурия неожиданно велико отношение количества калия к торию. Это удивительно, поскольку калий при высоких температурах является летучим, и на других твёрдых планетах Солнечной системы его количество по отношению к торию с приближением к Солнцу уменьшается. Оказалось, однако, что отношения количества калия к количеству тория на Меркурии такое же, как на Марсе, значительно более холодной планете.

Отношения количества калия (Potassium) к торию (Thorium) на поверхности твёрдых планет Солнечной системы

На данный момент ни одна модель формирования Меркурия не может в полной мере объяснить эту аномалию. По этой причине учёные предполагают, что Меркурий мог образоваться значительно дальше от Солнца, приблизительно там же, где и Марс, и затем мигрировал на свою теперешнюю орбиту, например, в результате столкновения с каким-то крупным телом.

Такое мощное столкновение могло бы объяснить и то, почему Меркурий обладает чересчур большим внутренним ядром и относительно тонкой внешней оболочкой. Диаметр ядра Меркурия составляет около 4000 км, а диаметр самой планеты — всего 5000 км, то есть ядро занимает более 55% объёма. Для сравнения, при диаметре Земли в 12 700 км, её ядро имеет диаметр всего 1200 км.

Если в прошлом Меркурия случилось крупное столкновение, то в его результате он мог потерять значительную часть своей внешней оболочки, что объяснило бы эту загадку. Существует даже гипотеза, что это столкновение случилось с Землёй, а из его осколков образовалась Луна.

На BepiColombo имеется целый спектр спектрометрических инструментов радио-, инфракрасного, рентгеновского и гамма-диапазонов, которые позволят более подробно изучить минералогический и элементный состав поверхности Меркурия. Кроме того, Mercury Planetary Orbiter (MPO), один из двух аппаратов, входящих в состав миссии BepiColombo, должен будет опуститься на более низкую орбиту по сравнению с MESSENGER, что увеличит разрешение поверхности, а также позволит покрыть большую площадь южной полусферы.

2. Есть ли на Меркурии вода?

Мозаика, составленная из фотографий, сделанных аппаратом MESSENGER в 2011–2015 годах. Жёлтым отмечены гипотетические места с водяным льдом на дне кратеров.

При температуре поверхности до 450°C сложно ожидать, что на ней можно обнаружить воду, а тем более лёд. Тем удивительнее, что на дне многих кратеров Меркурия аппарату MESSENGER удалось рассмотреть слабые блики, похожие на отражение света от поверхности водяного льда. Однако напрямую зарегистрировать наличие воды MESSENGER, не обладая необходимыми инструментами, не мог. Такие инструменты будут на борту MPO, так что он должен однозначно ответить, есть ли на Меркурии вода или нет. Более того, в случае её наличия, он сможет оценить её количество.

На самом деле, наличие водяного льда на разогретой планете не является таким уж абсурдным. Дело в том, что ось вращения Меркурия не наклонена по отношению к его орбите, как у Земли, а следовательно, лучи Солнца падают на полярные области под очень низким углом и разогревают их не так сильно, особенно внутри кратеров, куда лучи Солнца могут и вовсе не попадать.

Подробный анализ элементного состава поверхности Меркурия, возможно, позволит понять и то, откуда водяной лёд взялся. Учёные полагают, что изначально на Меркурии могло не быть воды, а принесли её, как и на Землю, в основном кометы. С другой стороны, в ближайшем прошлом количество падающих на Меркурий комет было невелико, поскольку близкорасположенное Солнце должно отклонять орбиты комет в свою сторону.

По другой гипотезе источником льда являлись астероиды, которые время от времени падают на Меркурий, а за счёт низких температур на дне кратеров вода могла сохраняться там десятки миллионов лет.

BepiColombo, конечно, не даст однозначного ответа, на природу водяного льда на Меркурии, но позволит приблизиться к нему.

3. Безжизнен ли Меркурий?

Фотография кратера Кертес (Kertész), сделанная аппаратом MESSENGER

Меркурий выглядит раскалённой безжизненной пустыней, но при ближайшем рассмотрении MESSENGER обнаружил на его поверхности необычные геологические особенности, не встречающиеся на других планетах. Внутри и вокруг некоторых кратеров наблюдаются небольшие впадины или полости.

Учёные полагают, что эти полости образовались относительно недавно в результате подъёма некого летучего вещества из глубин внешней оболочки Меркурия и его испарения в окружающее пространство.

Поскольку BepiColombo приступит к работе через 10 лет после окончания миссии MESSENGER, учёные надеются, что ему удастся зарегистрировать изменения в форме полостей. Это будет означать, что Меркурий всё ещё геологически активен в отличие от, например, полностью безжизненной Луны.

4. Почему Меркурий тёмный?

Состав BepiColombo и его задачи. Перевод AlphaCentauri.

На первый взгляд, внешне Меркурий похож на Луну. Однако, если провести более аккуратные измерения, окажется, что его поверхность значительно темнее. Она отражает почти на треть меньше света, чем лунный грунт. Почему так, пока неясно.

Инфракрасный спектрометр MERTIS на борту MPO позволит создать детальную карту распределения минералов на поверхности Меркурия. Его повышенная чувствительность и более высокое разрешение по сравнению с оснащением MESSENGER должно помочь в ответе на вопрос, почему Меркурий такой тёмный.

Есть несколько гипотез, объясняющих этот факт. По одной из них, грунт на Меркурии несильно отличается по своему составу от грунта других планет, но выглядит темнее из-за экстремально высоких температур. По другой гипотезе существенную часть грунта составляет графит, который значительно темнее других веществ. Богатый графитом слой мог образоваться в ходе формирования Меркурия при охлаждении его недр и последующим выносом на поверхность.

5. Откуда у Меркурия магнитное поле?

Схема внутреннего строения Меркурия

Не у каждой планеты есть магнитное поле. Среди каменных планет Солнечной системы, только Земля и Меркурий обладают им. У Марса тоже когда-то было магнитное поле, но он его потерял. Меркурий при этом выглядит слишком маленьким, чтобы обладать собственным магнитным полем. И хотя почти в сто раз слабее земного, оно всё же существует.

Магнитное поле Земли создаётся быстро вращающимся жидким железным ядром в её центре. Раньше считалось, что Меркурий в силу значительно меньшего размера должен был уже сильно остыть, так что в его центре не должно быть жидкого ядра, и тогда существование магнитного поля оказывается сложно объяснимым.

Чтобы проверить, не является ли всё же ядро Меркурия частично расплавленным, можно попробовать зафиксировать небольшие приливные деформации на его поверхности. В процессе обращения планеты вокруг Солнца и взаимодействия с его гравитацией, на её поверхности должна наблюдаться небольшая выпуклость. Её размер будет меняться в зависимости от расстояния до Солнца, которое меняется от 46 до 70 млн км из-за эллиптичности орбиты.

По оценкам максимальная высота выпуклости должна составлять порядка 14 метров. BepiColombo будет способен измерить изменение этой высоты в ходе своей работы в течение нескольких меркурианских лет.

Ещё одна загадка, связанная с магнитным полем Меркурия, заключается в том, что центр магнитного момента, который создаёт это поле, не находится в центре планеты, как у Земли, а сдвинут на 400 км (почти 10% от диаметра Меркурия) по направлению к северному полюсу.

Основные магнитометрические измерения будет проводить второй аппарат, входящий в состав миссии BepiColombo, Mercury Magnetospheric Orbiter, курируемый Японским космическим агентством. Его измерения позволят просканировать магнитное поле Меркурия в пространстве и времени, и выяснить, насколько сильное влияние на него оказывает Солнце и потоки солнечного ветра, идущего от него.

Источник: Top Five Mercury mysteries that BepiColombo will solve // ESA

Движение звезды вокруг чёрной дыры подтвердило теорию Эйнштейна

Thu, 16 Apr 2020 15:00:00 +0300

Наблюдения, проведённые с Очень большим телескопом VLT, впервые позволили установить, что звезда, обращающаяся вокруг сверхмассивной чёрной дыры в центре Млечного Пути, двигается в точном соответствии с предсказаниями общей теории относительности Эйнштейна. Орбита звезды совершает прецессию, образуя своеобразную «розетку», а не эллипс, который соответствовал бы ньютоновской теории гравитации. Этот результат получен на основе измерений, проводившихся на протяжении более 30 лет.

Общая теория относительности Эйнштейна является основной теорией гравитации в современной физике. Одним из её предсказаний является то, что орбита объекта, движущегося в поле тяготения другого объекта, не замкнута, как в случае ньютоновского тяготения, а совершает прецессию в плоскости орбиты в направлении движения. Этот эффект, известный как прецессия Шварцшильда, впервые наблюдался на примере орбиты Меркурия вокруг Солнца и когда-то стал первым наблюдательным подтверждением теории Эйнштейна. И вот, спустя сто лет, удалось зарегистрировать его же для движения звезды вокруг чёрной дыры.

Иллюстрация прецессии звёздной орбиты с преувеличенным эффектом для лучшей визуализации

В качестве массивной чёрной дыры выступал так называемый объект Стрелец A* — компактный радиоисточник, расположенный в 26 000 световых лет от Солнца в центре нашей галактики Млечного Пути. По оценкам учёных масса этого объекта достигает 4 млн масс Солнца, и есть все основания полагать, что он представляет собой именно чёрную дыру.

Вокруг Стрельца A* имеется плотное звёздное скопление, одна из звёзд которого, S2, в ближайшей точке своей орбиты подходит к сверхмассивной чёрной дыре на расстояние менее 20 млрд км (это всего в сто двадцать раз больше расстояния между Солнцем и Землёй). S2 одна из самых тесно сближающихся с чёрной дырой звёзд. В точке наибольшего сближения она движется со скоростью, составляющей почти три процента от скорости света, а полный орбитальный оборот совершает за 16 лет.

Большинство звёзд и планет двигаются по вытянутым орбиты и оказываются то ближе к центральному объекту, то дальше от него. При этом теория гравитации Эйнштейна предсказывает, что орбита должна совершать прецессию, то есть положение точек её наименьшего и наибольшего удаления от тяготеющего центра с каждым оборотом меняется: каждый следующий виток поворачивается по отношению к предыдущему на определённый угол. Общая теория относительности точно предсказывает, насколько должна сдвигаться орбита, и последние измерения, выполненные для звезды S2, в точности соответствуют этой теории.

Кроме того, это измерение позволило узнать больше об окрестностях чёрной дыры в центре нашей Галактики. Движение звезды S2 хорошо укладывается в общую теорию относительности, и это позволяет наложить более жёсткие ограничения на количество тёмного вещества в окрестностях Стрельца A*.

Компьютерное моделирование орбит звезд в ближайшей окрестности сверхмассивной чёрной дыры в центре Млечного Пути

Источник: Телескоп ESO наблюдает «звездный танец» вокруг сверхмассивной черной дыры и подтверждает правоту Эйнштейна // ESO

Почему зажглись первые звёзды?

Tue, 31 Dec 2019 21:00:00 +0000

Мы все состоим из вещества, рождённого в недрах взорвавшихся звёзд. Не было бы их, не было бы ни углерода, ни кислорода, ни тем более железа. Не было бы ни одного химического элемента тяжелее гелия. Но что заставило зажечься первые звёзды? Оказывается, двумя важнейшими героями их истории являются тёмное вещество и молекулярный водород. Попробую объяснить, почему.

Тёмное вещество

Всё вещество во Вселенной состоит из того, которое мы видим в виде звёзд или межзвёздного газа - его ещё называют барионным или обычным веществом, - и вещества, невидимого для нас, о существовании которого мы догадываемся только по его гравитационному влиянию на движение звёзд и галактик. Современная оценка показывает, что это загадочное тёмное вещество составляет 84 % всей массы вещества во Вселенной.

И тёмное, и обычное вещество, по всей видимости, было во Вселенной всегда, с момента Большого взрыва. При её расширении и охлаждении частицы обычного вещества, электроны, нейтроны и протоны, сливались воедино и образовывали ядра и атомы. Однако в первые секунды существования Вселенной такие ядра существовали считанные мгновения: пространство было заполнено интенсивным гамма-излучением, которое легко разрушало любые ядра. Через десяток секунд, правда, температура упала до каких-то триллионов градусов, что хотя и многовато для комфортного существования нашего вида, достаточно прохладно, чтобы сохраниться ядрам гелия. Начался первичный нуклеосинтез.

Продолжался он около 20 минут. После чего температура Вселенной стала слишком низкой для того, чтобы поддерживать термоядерное горение и синтез новых ядер. В результате Вселенная оказалась состоящей на 76 % из водорода и на 24 % из гелия, а кроме того содержала незначительное количество лития. Всё это было ионизированным, поскольку температура всё ещё была слишком велика для образования атомов. Такой состав сохранялся до тех пор, пока не образовались первые звёзды, в недрах которых запустился процесс дальнейшего нуклеосинтеза.

Но звёзды не могут возникнуть просто так. Их предтечей являются облака, которые образуются в результате самогравитации в областях, где плотность газа чуть выше, чем в остальной Вселенной. Вопрос в том, почему Вселенная оказалась так сильно неоднородна, что количество образовавшихся звёзд было велико?

Когда мы смотрим на современное ночное небо, мы с помощью наших приборов видим, что оно пронизано реликтовым микроволновым фоном, который возник около 13,5 млрд лет назад, всего через 377 000 лет после Большого взрыва. Этот фон словно отпечаток Вселенной того времени: как если бы мы смотрели на фото 81-летнего старика, сделанное через сутки после его рождения.

Температура Вселенной в тот момент составляла уже всего 3000 градусов, это та температура, при которой появляется возможность электронам и ядрам образовать атомы, что привело к исчезновению плазмы, а свет, наконец, получил возможность распространяться свободно. Так он с тех пор и летит, образуя микроволновой фон, пронизывающий всю Вселенную.

Так вот, проблема в том, что этот снимок ранней Вселенной оказался слишком гладким. Если судить по нему, то неоднородности в ней были настолько малы, что газовые облака просто не смогли бы образоваться так быстро, и звёзды не зажглись бы до сих пор.

Именно здесь и оказывается важна роль тёмного вещества. Высокая однородность Вселенной связана с её высокой температурой и, как следствие, её высокой светимостью. Испускание большого количества света приводило к быстрому остыванию чуть более горячих участков, а его поглощение - к нагреву чуть более холодных, в результате и достигалась высокая степень однородности. Но тёмное вещество не взаимодействует со светом! А следовательно, оно было более неоднородным. И там, где тёмного вещества было чуть больше, гравитация была чуть сильнее и стягивала туда всё вещество: и тёмное, и обычное. Именно в этих областях образовались первые звёзды.

Молекулярный водород

Итак, во Вселенной, которая уже стала нейтральной, газ начал стягиваться в облака в тех местах, где тёмного вещества было чуть больше. Потенциальная энергия гравитационного взаимодействия преобразовывалась в кинетическую энергию частиц, и газ разогревался до высоких температур. Где-то через полмиллиарада лет после возникновения Вселенной температура этих газовых облаков достигла 1000 градусов.

Но одной температуры для возникновения звезды недостаточно. Нужна ещё и высокая плотность газа. Но если частицы газы двигаются слишком быстро, то нужную плотность можно и не достичь. Одним из механизмов остывания частиц горячего газа было испускание излучения во Вселенную, которая на тот момент уже остыла ниже 100 Кельвинов.

Но атомы не могут остыть сами по себе. На самом деле, они могут лишь обмениваться энергией между собой: если один атом потеряет часть своей энергии, её приобретёт другой атом, и температура не изменится. Для эффективного охлаждения нужен своеобразный катализатор.

Таким катализатором стал молекулярный водород: то есть молекулы водорода, образованные из двух атомов водорода. В то время как атомы это точечные объекты, молекулы представляют собой своеобразные гантельки, которые могут вращаться вокруг своей оси. Такая гантелька при столкновении с другим атомом начинала быстро вращаться, а затем испускала фотон небольшой энергии, который уже свободно покидал горячий газ. У отдельных атомов возможности испускать фотоны такой низкой энергии не было.

Но откуда в горячем газе ранней Вселенной вдруг возникли молекулы водорода? Оказывается, что уже тогда могли идти многие химические реакции. Наиболее сложные современные модели учитывают до 500 различных реакций! К счастью, нам будет достаточно рассмотреть только две наиболее важных из них.

Первую химики назвали реакцией ассоциативного отчуждения. Изначально большая часть атомарного водорода в облаке находилась в нейтральном состоянии с одним электроном на орбите и одним протоном в ядре. Однако небольшая часть атомов случайным образом захватила два электрона на свою орбиту и образовала отрицательно заряженные ионы водорода. Такие ионы могут вступить в реакцию с нейтральным водородом, потерять (отчуждить) лишний электрон и образовать молекулу водорода:

H + H⁻ → H₂ + e⁻

В результате ассоциативного отчуждения около 0,01 % атомарного водорода превращается в молекулы водорода, но этого уже достаточно, чтобы запустить процесс эффективного охлаждения газовых облаков.

В охлаждённых облаках на первые роли выходит вторая важная реакция, называемая трёхчастичной ассоциацией:

H + H + H → H₂ + H

Если три атома водорода сталкиваются одновременно, два их них могут образовать молекулу водорода, отдав лишнюю энергию третьему атому. Эта реакция в конце концов превращает в молекулярный водород всё облако, что и приводит в результате к охлаждению газа до температуры достаточной для образования звезды.

Звёзды

Правда, детально как именно в плотном холодном газовом облаке зажигается термоядерная реакция и собственно возникает звезда, непонято до сих пор. Сложность этого процесса в десятки раз превосходит сложность тех процессов, который мы рассмотрели в этой статьей. С его моделированием не справляются даже самые мощные современные суперкомпьютеры. Главная проблема - последние 10 000 лет эволюции газового облака. Первые 200 млн лет моделируются за 12 часов массивных параллельных вычислений, но когда плотность газа возрастает до звёздной структура облака начинает меняться всё быстрее и быстрее, поэтому если начальные стадии можно моделировать с шагом в 100 000 лет или около того, то для последних 10 000 лет требуется делать шаг не длиннее нескольких суток! Подобный расчёт занял бы более года даже на самой быстрой из существующих машин. А на моделирование всех возможных параметров звёзд не хватит и человеческой жизни. По этой причине мы и не знаем до сих пор, например, как были распределены первичные звёзды по массам, а поскольку именно масса звезды определяет её температуру и количество различных элементов, которое образуется в её недрах, то следовательно, мы не знаем и химический состав Вселенной после эпохи первичных звёзд. И у нас только одна надежда: закон Мура.

Источник: Daniel Wolf Savin. Before There Were Stars // Nautilus

Как будет выглядеть наследник Большого адронного коллайдера?

Mon, 28 Jan 2019 00:00:00 +0300

На «Элементах» Игорь Иванов представил опубликованный недавно технический проект коллайдера, который может прийти на смену Большому адронному. Кратко перескажу.

Коллайдер пока носит название FCC (Future Circular Collider). По проекту длина его кольца должна составить без малого 100 км. LHC будет для него выполнять роль разгонного ускорителя.

Схема 98-километрового туннеля FCC (слева) и его предлагаемое место размещения (справа).

Существует две основных реализации проекта: как электрон-позитронного коллайдера FCC-ee или как адронного коллайдера FCC-hh. Эти реализации взаимоисключающие, но рабочая идея — реализовать сначала первый из них, а затем реализовать на его месте второй.

Электроны и позитроны частицы лёгкие, поэтому в циклическом коллайдере их максимальная энергия довольно сильно ограничена эффектом торможения от синхротронного излучения. Поэтому FCC-ee рассчитан на энергию столкновений до 360 ГэВ. Этого хватит, чтобы рождать векторные бозоны, бозоны Хиггса и пары плохо изученных топ- и антитоп-кварков.

В FCC-hh энергия столкновений протонов может достичь 100 ТэВ, что в 7 раз больше, чем на LHC. Плюс будет повышено количество столкновений.

По предложенному плану FCC-ee будет строиться 18 лет, а затем 15 лет работать в различных режимах. Это, грубо говоря, программа до 2050-х годов. Демонтаж FCC-ee и установка FCC-hh займёт около 10 лет, и ещё 25 лет он будет работать, постепенно увеличивая и энергию частиц, и яркость пучков. Это, получается, программа до где-то 2090-х годов.

Расчётное время разных этапов строительства и работы нового коллайдера.

Оценочная стоимость всего проекта большая, но не запредельная — порядка 10 млрд швейцарский франков на FCC-ee и ещё 17 млрд на FCC-hh. 27 млрд — это раза в два больше, чем, например, стоимость ITER, но с другой стороны траты растянуты на десятилетия.

Главная проблема, на мой взгляд, — отсутствие достаточной уверенности в том, что этого хватит для действительно крупных открытий. Все хотят физики за пределами Стандартной модели, но простые модели уже, фактически, опровергнуты, и вероятность того, что удастся обнаружить что-то на FCC, кажутся небольшими.

5 безумных гипотез, которые оказались фактом

Tue, 15 Jan 2019 14:00:00 +0300

Казалось бы нет ничего более рационального, чем физика — самая точная из естественных наук. Тем удивительнее, что эта рациональность иногда заставляет учёных выдвигать совершенно безумные идеи. Которые иногда оказываются правдой. Ниже пять гипотез, в которые иногда не верили даже их авторы, но которые, однако, были подтверждены экспериментально.

1. Гипотеза кванта

В 1900 году Макс Планк решал прикладную, на первый взгляд, задачу: как рассчитать, сколько света и какого цвета испускает лампа, если известна температура её нити накала. Теория никак не хотела сходиться с экспериментом до тех пор, пока Планк не догадался, что если предположить, что энергия света испускается не непрерывно, а небольшими порциями — как он их назвал, квантами, — то всё сходится.

Макс Планк в 1933 году

Счастливый Планк ещё долго полагал, что его догадка — это всего лишь математический фокус, но существование квантов оказалось фундаментальным свойством нашего мира. Из гипотезы Планка выросла квантовая механика и вся современная физика.

Кстати, у Планка была не самая ординарная судьба в нацистской Германии, я об этом писал когда-то в небольшой заметке

2. Гипотеза отклонения света гравитацией

В 1915 году Альберт Эйнштейн представил миру теорию, которую он считал главным своим вкладом в науку, — Общую теорию относительности, которая давала совершенно новое объяснение явлению гравитации. Согласно этой теории, гравитация — это не сила в привычном нам понимании, а лишь кажущееся воздействие одного тела на другое, связанное с тем, что каждое тело искривляет пространство вблизи себя. Движение по этому искривлённому пространству и кажется нам действием гравитационной силы.

Одним из неординарных следствий теории был тот факт, что свет должен отклоняться от прямолинейного направления распространения вблизи массивных объектов. Например, вблизи Солнца. В 1919 году Артур Эддингтон отправился в воды Западной Африки, чтобы подтвердить или опровергнуть эту гипотезу путём наблюдения света звёзд при солнечном затмении. И, как невероятно это не звучало, оказалось, что Эйнштейн был прав. Свет звёзд, действительно, отклонялся, проходя вблизи Солнца.

Одна из фотопластинок, по которым Эддингтон определил отклонение света звёзд.

О том, как теория гравитации Эйнштейна благодаря наблюдениям Эддингтона вмиг стала всемирно известной, можно почитать в ещё одной моей статье

3. Гипотеза спина

В 1925 году, пытаясь решить одну из загадок только недавно появившейся атомной физики, Ральф Крониг в разговоре с Вольфгангом Паули предположил, что электрон вращается вокруг своей оси. На это Паули резонно ответил, что если бы это было так, то скорость этого вращения была бы в сотни раз выше скорости света, а скорость света, как известно, является предельной скоростью движения любого материального объекта.

Умного Паули не оказалось, однако, рядом с двумя другими молодыми учёными — Джорджем Уленбеком и Сэмюэлем Гаудсмитом, которые выдвинули ту же самую гипотезу в том же 1925 году. Они не побоялись её опубликовать, назвав вращение электрона вокруг собственной оси спином. Позднее оказалось, что Паули всё же был неправ, и спин ничему не противоречит. Просто в мире субатомных частиц наши представления о скорости не действуют.

4. Гипотеза позитрона

Одним из тех, кто первым теоретически доказал существование спина, был ещё один молодой на тот момент человек — Поль Дирак. В 1928 году он вывел уравнение, которое описывает электрон с учётом релятивистских эффектов. В этом уравнении спин появлялся автоматически. Но помимо спина из уравнения Дирака следовала ещё одна странная вещь — получалось, что электроны могут иметь отрицательную энергию.

Подумав, Дирак понял, что это ничему не противоречит, если предположить, что все доступные уровни с отрицательной энергией заняты электронами. Тогда в эксперименте может проявляться только «отсутствие электрона» на одном из этих уровней. При этом такое «отсутствие частицы» будет выглядеть как своеобразная античастица, полностью аналогичная электрону, но имеющая в отличие от него положительный заряд. Уже в 1932 году такие частицы были открыты Карлом Андерсеном, который дал им (по предложению редактора журнала, в котором вышла статья) название, под которыми они известны теперь — позитроны.

5. Гипотеза нейтрино

В те же годы перед физиками стояла ещё одна проблема. Они наблюдали за поведением атомов радиоактивного вещества и обнаружили, что в процессе радиоактивного распада не сохраняется энергия. Нарушение закона сохранения энергии — вещь серьёзная, и требовало резких мер. В 1930 году уже упоминавшийся выше Паули предположил, что недостаток энергии уносит неизвестная до того частица.

Эта частица должна была обладать очень малой массой и практически никак не взаимодействовать с окружающим веществом — иначе бы её давно поймали. Паули настолько сильно сомневался в том, что такое возможно, что даже не стал писать по этому поводу научной статьи, а изложил гипотезу в письме к участникам конференции.

Эту частицу мы теперь знаем как нейтрино. Её смогли поймать только в 1956 году. Работать с ней оказалось настолько сложно, что нейтринная физика начала активно развиваться только в последние десятилетия.

Кстати именно от нейтринной физики, на мой взгляд, следует в ближайшее время ждать наиболее фундаментальных открытий. И на то есть, как минимум, шесть причин.

Телескоп TESS подвёл итоги первых трёх месяцев работы

Mon, 14 Jan 2019 12:41:29 +0300

Свежие новости от космического телескопа TESS. За первые три месяца наблюдения он обнаружил более 280 кандидатов в экзопланеты, восемь из которых уже подтверждены альтернативными методами (только подтверждённые экзопланеты считаются действительно открытыми). Особо интересны три планеты диаметром менее пяти радиусов Земли.

Три самые маленькие экзопланеты, обнаруженные телескопом TESS на данный момент

Об открытии первой из них, π Mensae c, сообщали ещё в сентябре. Это горячая суперземля массой почти в 5 раз больше Земли.

Чуть позже, тоже в сентябре, появилась информация о второй открытой экзопланете — тоже горячей суперземле LHS 3884b.

Наконец, об открытии третьей экзопланеты объявили буквально неделю назад. HD 21749b в 23 раза тяжелее Земли, а температура её поверхности около 150°C. По всей видимости, она представляет собой ледяной субнептун. Интересно, кстати, что в той же системе открыт ещё один кандидат в экзопланеты, который может стать первой открытой TESS планетой со сравнимой с Землёй массой. Правда, обращается она вокруг звезды по орбите с периодом 7,8 дней, так что это очень горячая «земля».

Помимо экзопланет TESS может обнаруживать взрывы сверхновых. В данных, собранных с 25 июля по 22 августа, уже нашли 6 подобных событий, подтверждённых наземными наблюдениями. Главная ценность TESS при этом — возможность наблюдения самых первых дней вспышки.

В частности, данные TESS в перспективе помогут ответить на вопрос, какой механизм возникновения вспышек сверхновых типа Ia встречается чаще: в результате слияния двух белых карликов или в результате набора массы белым карликом, перетягивающим вещество из обычной звезды.

Работа TESS рассчитана на два года. За это время он должен открыть более 10 000 кандидатов в экзопланеты и несколько сотен сверхновых.

Источники:

NASA’s TESS Rounds Up its First Planets, Snares Far-flung Supernovae // NASA
NASA’s TESS Mission Announces New Planets, Supernovae // Sky & Telescope

Сколько звёзд во Вселенной?

Wed, 09 Jan 2019 00:00:00 +0300

Один из тех «детских» вопросов, который ставит в тупик даже астрофизиков-профессионалов. Дело в том, что просто подсчитать количество звёзд даже в нашей галактике — Млечном Пути — совсем не просто. Если вы уедете куда-нибудь за город и поднимете ночью взгляд в небо, вы сможете различить лишь незначительное число звёзд. Большая часть из них слишком тускла, чтобы их можно было увидеть невооружённым глазом.

И даже самые сильные телескопы не видят всех звёзд. Правда, это не главная проблема. Даже если бы мы смогли подсчитать все до единой звезды в нашей галактике, она лишь одна из миллиарда галактик во Вселенной. Надеяться, что мы различим каждую звезду в каждой галактике, очевидно, глупо.

К счастью, мы можем прикинуть общее число звёзд, сделав несколько разумных предположений. Во-первых, известно, что наше Солнце — довольно типичная звезда. А общая масса нашей Галактики равняется приблизительно 100 миллиардам солнечных масс. Отсюда можно сделать вывод, что в Млечном Пути около 100 миллиардов звёзд (да, мы могли тут ошибиться раза в два или три, но вряд ли мы ошиблись, скажем, в 10 или 100 раз).

При этом Млечный Путь — это довольно типичная галактика, если сравнивать её с другими галактиками, которые мы видим в телескоп. Есть галактики более тяжёлые, есть более лёгкие, но в среднем размеры и масса галактик несильно отличаются от размеров и массы нашей галактики.

Но сколько галактик во Вселенной? Это сложный вопрос, потому что мы не можем быть уверенными даже в том, что Вселенная конечная. Поэтому мы ограничимся только вопросом, сколько галактик в той части Вселенной, которую мы можем наблюдать — это так называемая видимая часть Вселенной. Её размеры, кстати, поистине огромны — по современным оценкам это около 50 миллиардов световых лет!

Одна из распространённых оценок говорит, что в видимой части Вселенной около 10 триллионов галактик. Умножая это число на 100 миллиардов звёзд в одной галактике, получаем, что всего во Вселенной, доступной для наших наблюдения, 1 000 000 000 000 000 000 000 000 звёзд. 1 с 24 нулями — это число носит название септиллион. Не исключено, что эта оценка ошибается в сотни или даже тысячи раз, но от этого она не перестаёт поражать своей грандиозностью.

arxiv-обзор № 11 (01.04—14.04.2017)

Sat, 02 Sep 2017 19:00:00 +0000

В первой половине апреля мне удалось найти всего три статьи, показавшиеся достаточно интересными для публикации в моём обзоре. Квантовая сцепленность, топ-кварки и темпоральные или временные кристаллы.

Entanglement isn’t just for spin

Daniel V. Schroeder

Обычно явление квантовой сцепленности рассматривают для дискретных величин — например, проекции спина. Однако, конечно, это явлении носит более общий характер и справедливо и для непрерывных величин, в том числе и для, например, координаты. В этой методической статье предлагается расказывать об этом ещё на ранних стадиях обучения квантовой физике, даже до теоремы Белла. В частности, автор обсуждает пример зацепленной волновой функции от двух переменных.

Top-Quark Physics: Status and Prospects

Ulrich Husemann

Свежий обзор более чем 20-летней истории изучения самого тяжёлого кварка — t-кварка. Приведены основные результаты, полученные на Теватроне и LHC, а также обсуждаются возможные направления дальнейших исследований. Статья была принята для печати в журнал Progress in Particle and Nuclear Physics.

Time crystals: a review

Krzysztof Sacha, Jakub Zakrzewski

Обзор одной из «горячих» тем последнего года — так называемых, темпоральных или временных кристаллов. Возможность существования таких структур впервые предположил в 2012 году Франк Вильчек. В этом году они были впервые получены экспериментально.

Общий курс физики Д. В. Сивухина

Sat, 02 Sep 2017 19:44:56 +0300

Общий курс физики Дмитрия Васильевича Сивухина — пожалуй, самый востребованный учебник из тех, что рекомендуются ведущими физическими факультетами и институтами России для изучения физики на начальных курсах.

Именно этот 5-томник (в первых изданиях пятый том издавался, правда, в двух частях), мастерски написанный профессором МФТИ рекомендуется в качестве одного из основных студентам первого и второго курса не только в самом МФТИ, но и на физфаке МГУ, и в МИФИ, и на физфаке НГУ, и на других физических факультетах.

Получено детальное изображение звезды Антарес

Sat, 02 Sep 2017 18:57:34 +0300

Астрономы впервые получили детальное изображение поверхности звезды Антарес, относящейся к классу красных сверхгигантов. Более того, была получена карта скоростей вещества в атмосфере звезды – ранее такие карты удавалось получить только для Солнца. Эти исследования позволили обнаружить неожиданно обширные турбулентные области в мощной и протяжённой атмосфере Антареса. Результат опубликован в журнале Nature.

Изображение красного сверхгиганта Антареса

Знаменитая ярко-красная звезда Антарес сияет в сердце созвездия Скорпиона. Антарес является типичным представителем класса красных сверхгигантов и представляет собой огромную, но при этом сравнительно холодную звезду на поздней стадии эволюции. Сейчас масса Антареса составляет около 12 масс Солнца, но её диаметр примерно в 700 раз больше, чем у Солнца. По оценкам, изначально масса Антареса равнялась 15 солнечным: три массы Солнца было выброшено звездой за время её существования. Через какое-то время она должна превратиться в сверхновую.

Группа учёных при помощи Очень большого телескопа-интерферометра ESO (VLTI), расположенного в чилийской обсерватории Параналь, построила карту поверхности Антареса и измерила движения поверхностных слоёв вещества звезды. Это лучшее из всех до сих пор полученных изображений поверхности и атмосферы звезды – если, конечно, не считать Солнца.

«Более полувека было неясно, как именно у таких звезд, как Антарес, на последних стадиях их эволюции происходит столь быстрая потеря массы», — говорит Кейичи Онака, основной автор работы. «VLTI – единственный инструмент, с которым можно напрямую измерить движения газа в протяженной атмосфере Антареса, то есть, сделать принципиальный шаг в решении этой проблемы. Следующая задача — понять, что именно эти турбулентные движения вызывает».

Антарес в представлении художника

Выполнив эти измерения, астрономы построили первую двумерную карту скоростей в атмосфере звезды, отличной от Солнца. По этим данным ученые вычислили разности между скоростями атмосферного газа в различных точках звезды и среднюю скорость по всей её поверхности. В результате получилась карта относительных скоростей газа в атмосфере по диску Антареса.

Исследователи нашли турбулентный газ низкой плотности на значительно больших, чем предсказывалось, расстояниях от поверхности звезды. Эти движения газа не могут быть обусловлены конвекцией, то есть крупномасштабными перемещениями вещества, как это происходит в многих звездах. Это значит, что для объяснения движений вещества в протяженных атмосферах красных сверхгигантов, возможно, понадобится новый, пока неизвестный механизм.

«В будущем этот метод наблюдений может быть применен к исследованиям поверхностей и атмосфер различных типов звезд с беспрецедентной детализацией. Пока такие измерения были возможны только на Солнце», — заключает Онака. «Наша работа открывает перед звездной астрофизикой новые горизонты, совершенно новое направление в наблюдениях звезд.»

Источник: Уникальный прямой снимок поверхности и атмосферы звезды // ESO

Термодинамика ограничивает точность квантовых часов

Wed, 30 Aug 2017 17:24:56 +0300

Учёные предложили простейшую теоретическую модель автономных квантовых часов и показали, что точность измерения времени с их помощью ограничивается фундаментальными законами термодинамики. Чем точнее они измеряют время, тем больше свободной энергии переходит в тепло, то есть тем быстрее увеличивается энтропия. Этот результат открывает новые аспекты связи, которая существует между квантовой физикой, термодинамикой и концепцией времени, и, возможно, приблизит нас к пониманию того, как во Вселенной возникла стрела времени. Работа опубликована в журнале [Physical Review X] (https://link.aps.org/doi/10.1103/PhysRevX.7.031022)

Концепция времени — одна из центральных в физике, но всё ещё остаётся относительно плохо понятой. В особой степени это относится к квантовой физике, в которой время является в известном смысле выделенной величиной. В частности, время остаётся чисто классическим и принципиально не может быть подвергнуто квантованию. Это считается одной из причин того, почему до сих пор не построена теория квантовой гравитации, поскольку в современной теории гравитации, общей теории относительности, время — такая же переменная, как, например, пространственная координата.

Кроме того, в отличии от всех других величин, время в квантовой физике не может быть измерено напрямую — физики говорят, что оно не является наблюдаемой. Измерение временных промежутков всегда происходит косвенно, путём измерения других величин. Тем удивительнее, что самые точные часы, созданные на сегодняшний день, — принципиально квантовые.

При этом развитие методов измерения времени всегда оказывало большое влияние на развитие как других технологий, так и общества в целом. Достаточно упомянуть системы глобального позиционирования GPS и ГЛОНАСС, без которых невозможно представить современную жизнь в развитых странах и которые не были бы возможны без сверхточных часов.

Можно поставить вопрос, существуют ли фундаментальные ограничения на точность измерения времени? Не связанные с несовершенством наших технологий или, например, шумами, а ограничения, возникающие из-за самой природы времени и процесса его измерения

Именно на него попыталась ответить международная группа учёных под руководством Пола Эркера из Автономного университета Барселоны, Испания. Построенная ими теоретическая модель простейших максимально точных квантовых часов показала, что такие ограничения существуют и связаны они с законами термодинамики. В частности, в своей работе они нашли количественную связь между двумя характеристиками часов — их разрешением и аккуратностью измерения — и «термодинамической ценой» работы таких часов, то есть ростом энтропии, который её всегда сопровождает. Поскольку рост энтропии также связан с так называемой стрелой времени — нашим восприятием непрерывного течения времени в одну сторону, — то полученные результаты связывают процесс измерения времени с собственно течением времени как таковым.

Это не первая предложенная теоретическая модель максимально точных часов, однако Эркеру и его коллегам впервые удалось построить её таким образом, что, во-первых, она является полностью автономной и не содержит каких-либо неявных источников энергии или других связей с внешним миром, во-вторых, не требуют для своего создания часов с ещё более высокой точностью, и в-третьих, не содержит частей, которые физически невозможны, — например, не имеющих минимальной энергии.

Схема предложенной модели квантовых часов. Слева направо: горячий и холодный резервуары, кубиты тепловой машины, лестница счётчика, испускаемые им фотоны, детектор фотонов, генерирующий «тики».

Предложенная модель часов при этом является весьма простой. Во-первых, она содержит в себе самый маленький из возможных тепловой двигатель. Он состоит из двух резервуаров тепла: холодного, роль которого обычно выполняет окружающая среда, и горячего, из которого часы питают энергию для своей работы. Также в состав теплового двигателя входят две простейшие квантовые системы — кубиты. Это системы, которые могут находиться только в двух состояниях с разными энергиями. Один кубит привязан к горячему резервуару, а второй — к холодному. Разница между уровнями энергии первого кубита больше, чем у второго.

Во-вторых, в состав часов входит «счётчик», задача которого отсчитывать промежутки времени. Он представляет собой квантовую систему с «лестницей» из уровней энергии, расположенных на одинаковом расстоянии друг от друга. Причём разница между соседними уровнями энергии этой лестницы в точности равна разности между разностями уровней энергии кубитов тепловой машины. Счётчик присоединён к обоим кубитам и может обмениваться с ними энергией.

Работа часов происходит следующим образом. Первый кубит получает энергию из горячего резервуара, затем эта энергия делится на две части — одна идёт на то, чтобы поднять счётчик по лестнице на одну ступеньку вверх, а другая — на то, чтобы поднять второй кубит на верхний уровень энергии. При этом первый кубит теряет свою энергию и переходит в нижнее состояние, и снова может получить немного энергии из горячего резервуара. Второй кубит одновременно отдаёт полученную энергию в холодный резервуар и «падает» на нижний уровень. Таким образом, часы переходят в изначальное состояние с той лишь разницей, что счётчик поднялся на одну ступень вверх — произошёл один отсчёт.

Количество уровней в счётчике ограниченно, и когда он оказывается на самом верхнем, предполагается, что он тут же испускает частицу света, фотон, и переходит в самое нижнее состояние. Этот фотон выполняет роль одного «тика» часов. Его может поймать внешний приёмник, и мы таким образом узнаем, что прошёл промежуток времени, величину которого определяют свойства кубитов и лестницы счётчика.

Качество работы часов характеризуется двумя величинами — разрешением, то есть временем, которое проходит между двумя «тиками», и аккуратностью измерения, то есть величиной одного шага счётчика: чем он меньше, тем больше точность определения промежутка времени между «тиками».

Проанализировав работу такой системы, учёные показали, что как разрешение, так и аккуратность измерения существенно зависят от количества энергии, которое проходит в единицу времени через тепловой двигатель от горячего резервуара в холодный. Чем эта энергия больше, тем точнее результат измерения. Более того, меняя параметры кубитов и счётчика, можно перераспределять это увеличение точности между разрешением и аккуратностью: или увеличивая разрешение, но проводя измерения с меньшей аккуратностью, или наоборот, уменьшая разрешение, но зато измеряя временные промежутки аккуратнее.

Передача тепла от более горячего тела более холодному с одновременным совершением работы — это процесс, в котором происходит рост энтропии. Такие процессы называются необратимыми, поскольку не могут самопроизвольно пойти в обратную сторону. Известно, что в любой замкнутой системе с течением времени энтропия всегда не убывает — то есть или растёт, или, в крайнем случае, остаётся постоянной. Это позволило связать между собой направление течения времени — стрелу времени — и условие роста энтропии. Говорят, что время движется в ту сторону, в которую происходит рост энтропии.

Таким образом, обсуждаемое исследование устанавливает связь между необратимым течением времени и нашими возможностями по его измерению. Однако природа этой связи и возможные выводы из неё ещё требуют дополнительного изучения.

Другим интересным свойством рассматриваемой модели является невозможность измерять время в системе, находящейся в равновесии. Если температуры горячего и холодного резервуаров равны, как это должно быть в равновесном состоянии, то время между «тиками» становится бесконечным. Это означает, что если система достигла максимума своей энтропии — то есть термодинамического равновесия — то в ней становится в принципе невозможным измерить время, что находится в согласии с представлениями о том, что в такой системе течение времени «останавливается».

Несмотря на то, что в работе рассмотрена вполне конкретная модель квантовых часов, авторы считают, что сделанные выводы универсальны. По их мнению, это связано с тем простым фактом, что для работы любых часов требуется внешний источник энергии. В ходе работы эта энергия так или иначе будет частично превращена в тепло с увеличением энтропии — иначе нарушится второй закон термодинамики. И этот рост энтропии будет иметь ту же связь с точностью измерения времени, что и в рассмотренной системе. Однако строгое доказательство этих рассуждений пока отсутствует.

Особо интересно было бы исследовать системы из двух или нескольких квантовых часов, квантово сцепленных между собой. В такой усложнённой системе авторы работы ожидают значительного увеличения точности измерения времени, однако эта задача пока не решена.

Таким образом, обсуждаемая работа, по всей видимости, открывает целый спектр возможных направлений для дальнейших исследований и вносит вклад в наше понимание связи между квантовой физикой, термодинамикой и концепцией времени.

Статья была написана для проекта N+1.

Источник: The Thermodynamic Cost of Measuring Time // Physics

Как теория гравитации Эйнштейна завоевала мир

Thu, 10 Aug 2017 12:36:44 +0300

7 ноября 1919 года London Times вышел с кричащими заголовками «Революция в науке», «Новая теория Вселенной», «Идеи Ньютона выкинули на помойку». Этот момент можно считать официальным началом нового мира. Мира, в котором уже не было абсолютного времени и абсолютного пространства. Мира, в котором абсолютного не осталось нигде, — ни в морали, ни в философии, ни в музыке, ни в искусстве. По мнению британского историка Пола Джонсона, которое он высказал в 1983 году, «эра современности» началась не в 1900 году, и не в августе 1914 года (с началом Первой мировой), а именно с этих заголовков в ведущей британской газете.

Под заголовками скрывалась новость о громком открытии, сделанном по результатам наблюдения солнечного затмения в мае 1919 года. Именно тогда было обнаружено, что сила тяготения Солнца отклоняет лучи света от прямолинейных траекторий, причём величина этого отклонения правильно предсказывается недавно сформулированной Альбертом Эйнштейном общей теорией относительности и не согласуется с классической теорией тяготения Ньютона. Буквально за одну ночь Эйнштейн со своими необычными концепциями и неприподъёмной математикой превратился в знаменитость международного уровня.

При всём при этом точность измерения гравитационного отклонения света ещё долгое время оставалась невысокой: в разных работах заявлялось, что измеренное отклонение то на четверть меньше предсказываемого теорией Эйнштейна, то наоборот в полтора раза выше. И даже решение загадки смещения перигелия Меркурия, сформулированной ещё в 1850-х годах, не убеждало скептиков. Отсутствие других экспериментальных свидетельств в пользу теории относительности привело к плавному снижению интереса к ней в 1920-х годах.

Ренессанс общей теории относительности состоялся в 1960-е годы. Увеличение количества и точности астрономических наблюдений, а также стремительный рост интереса к космологии, привели к тому, что теория Эйнштейна стала краеугольным камнем современной астрофизики. Сейчас предсказания теории относительно гравитационного отклонения света проверены с точностью до сотых долей процента. А её следствие — гравитационное линзирование — вошло в число стандартных и повсеместно используемых методов астрономии.

В этой статье я попробую рассказать о том самом первом измерении, выполненном в 1919 году.

С того самого момента, как Эйнштейн осознал эквивалентность гравитации и сил инерции, он понимал, что гравитация должна отклонять лучи света. В 1911 году он подсчитал, что величина отклонения луча света, проходящего по касательной к поверхности Солнца, должна составлять 0,875 угловых секунды. Тогда же Эйнштейн предложил измерить это отклонение во время полного солнечного затмения, когда звёзды, находящиеся вблизи Солнца, будут видны. Если их свет будет отклоняться Солнцем, то будет казаться, что звезда сдвинута относительно своего нормального положения.

Первые попытки проверить это невероятное утверждение, были предприняты уже в 1914 году. 21 августа сразу несколько экспедиция отправились к берегам Крыма. Их планам помешало начало Первой мировой войны и плохая погода. Из-за войны российские власти отправили большинство астрономов по домам, кого-то даже арестовали, а оборудование большей частью временно конфисковали. Из-за погоды же затмение все равно было недоступно для наблюдений.

В ноябре 1915 года Эйнштейн, только что окончательно сформулировавший общую теорию относительности и разобравшийся с её непростой математикой, понял, что отклонение света должно быть на самом деле в два раза больше того, что он подсчитал ранее. С современной точки зрения это удвоение является следствием того, что первоначально Эйнштейн не учёл искривления пространства вблизи Солнца, вызванного его гравитацией.

Эйнштейн в 1916 году

Половинное значение можно получить из чисто ньютоновской теории гравитации, и собственно, Эйнштейн не был первым, кто его подсчитал. Ещё в 1784 году «ньютоновское отклонение» света было высчитано Генри Кавендишем, а в 1803 году — независимо Йоханном фон Зольднером. При этом равенство эффектов, связанных с гравитационным притяжением и искривлением пространства, является отличительной особенностью теорией относительности. В альтернативных теориях гравитации соотношение между ними может быть другим.

Как бы то ни было, новый результат означал, что эффект должен быть сильнее, чем считалось ранее, а следовательно, его должно быть легче измерить. Человеком, который взялся осуществить необходимые наблюдения, стал Артур Эддингтон.

Артур Эддингтон

Во время Первой мировой Эддингтон был профессором в Кембридже и являлся ведущим специалистом по наблюдательной астрономии своего времени. Из-за войны научные связи между Германией, где публиковался Эйнштейн, и Великобританией, где работал Эддингтон, были прерваны, но голландскому космологу Виллему де Ситтеру удалось перенаправить в Кембридж несколько статей, в которых описывалась новая теория гравитации.

В 1917 году Артур Эддингтон подготовил детальный доклад о теории Эйнштейна и его выводах. Он представил его Лондонскому физическому обществу и начал приготовления к наблюдениям за солнечным затмением. В этом ему помогал астроном Франк Дайсон, который, по-видимому, первым понял, что затмение 29 мая 1919 года будет одной из лучших возможностей для проверки эйнштейновой теории, поскольку Солнце будет находиться на фоне сразу нескольких ярких звёзд, положение которых будет относительно просто измерить.

На экспедицию британское правительство выделило 1000 фунтов стерлингов. При этом результат войны на тот момент был ещё не ясен, и существовала опасность, что Эддингтона призовут в армию. Будучи квакером, он был освобождён от воинской повинности. Но армии требовались солдаты, и министерство обороны подало иск об отмене этого освобождения. После трёх судебных слушаний и поданной в последний момент Дайсоном апелляции, освобождение всё же было продлено до 11 июля 1918 года. Это произошло всего лишь за неделю до ключевого момента войны — второй битвы при Марне. Забавно, что мирный учёный был освобождён от военной повинности, чтобы иметь возможность проверить теорию, выдвинутую учёным из враждебной страны.

Через четыре месяца после окончания войны, 8 марта 1919 года сразу две английские экспедиции отправились в путь. Эддингтон направился к острову Принципе у берегов современной Экваториальной Гвинеи, а Эндрю Кроммелин — в город Собрал на севере Бразилии.

Расположение острова Принсипе на карте

Идея эксперимента была проста. Во время затмения, когда луна полностью закрывает Солнце, проступает свет звёзд, находящихся на небосводе рядом с ним. С помощью телескопа и фотографических пластин астрономы делают снимки скрытого Луной Солнца и близко расположенных звёзд. Эти снимки затем сравниваются с отпечатками этого же участка неба, полученными через несколько месяцев до или после затмения, когда Солнце находится в совсем другой части неба. Признаком отклонения лучей света будет смещение видимого положения звёзд на снимках, сделанных во время затмения. Причём чем дальше на этом снимке звезда от Солнца, тем, очевидно, меньше должно быть смещение её видимого положения.

Главным источником ошибок являлась естественная турбулентность воздуха. Находясь в постоянном движении, атмосфера вносит неконтролируемые искажения в видимое положение звёзд. Чтобы снизить влияние этого случайного фактора, планировалось сделать несколько снимков, которые затем можно было усреднить.

Важным было также, чтобы небо было ясным. Однако в день наблюдений в районе, где расположился Эддингтон, начался шторм. К счастью, когда он уже начал терять надежду увидеть свет звёзд, погода успокоилась, а когда началось затмение, проступило и Солнце. Тем не менее из 16 сделанных фотографий только две оказались пригодными для анализа. На них были видны в общей сложности всего пять звёзд.

Одна из тех фотопластинок. Звёзды едва различимы. Для их проявления использовали специальные техники.

Этого, однако, хватило, чтобы после сравнения со снимками, сделанными заранее в Оксфордском университете, заявить, что величина отклонения лучей света составила 1,60 ± 0,31 угловых секунды или 0,91 ± 0,18 от значения, предсказанного Эйнштейном. У экспедиции в Собрале с погодой проблем не было, но зато у одного из двух телескопов, с помощью которого велись наблюдения, в последний момент сбилась фокусировка — по одному из предположений, из-за нагрева, вызванного солнечным светом. Оставшимся инструментом астрономы сделали 8 удачных снимков, на которых были отмечены положения семи звёзд. По ним измеренное отклонение составило 1,13 ± 0,07 от эйнштейновского значения.

До этого Эйнштейн был в целом малоизвестным физиком-теоретиком. Его хорошо знали и уважали в узких кругах европейского научного сообщества, но не более того. Но после того, как 6 ноября 1919 года на заседании Королевского научного общества были обнародованы результаты экспедиции Эддингтона, он проснулся мировой звездой.

Эта слава, правда, не всегда была однозначной. Так, в 1920 году Пауль Вейланд организовал публичные слушания, на которых Эйнштейн и его теории были осуждены. Тогда же нобелевский лауреат Филипп Ленард опубликовал статью Зольднера 1803 года, обвинив Эйнштейна в плагиате идей истинно арийского учёного. Эти атаки во многом были проявлением антисемитизма, и в их ходе теория относительности нередко называлась «еврейской наукой». Но к их чести большая часть немецких физиков нееврейского происхождения не разделяла этих взглядов, несмотря на нарастание нацистского влияния. Приход нацистов к власти вынудил Эйнштейна, как и многих других евреев, эмигрировать, и антирелятивистская риторика перестала быть актуальной и в целом сошла на нет.

В то же время, результаты Эддингтона вызывали вопросы. Точность измерений всё же была не слишком велика, и ряд учёных высказывал сомнение, что они действительно доказывают теорию Эйнштейна. Некоторые даже подозревали Эддингтона, который был известным пропонентом общей теории относительности, в подтасовке результатов. Однако независимый анализ представленных фотопластинок, проведённый сначала в 1923 году, затем в 1956 году, а потом ещё и в 1979 году с применением более совершенных приборов и методов, дали те же результаты, немного, однако, сократив ошибку измерений. Это позволяют современным историкам науки утверждать, что никакого обмана — ни случайного, ни тем более преднамеренного — со стороны Эддингтона не было.

И конечно, хотя измерения, проведённые Эддингтоном, навсегда остались самыми известными, они не были единственными. Следующее подходящее затмение случилось уже в 1922 году в Австралии. Его наблюдали семь различных команд, но только три из них оказались достаточно удачливыми, чтобы получить результаты — и они оказались положительным для теории Эйнштейна. В дальнейшем аналогичные наблюдения проводились в 1929, 1939, 1947, 1952 и 1973 годах. Результаты всех из них также совпали с предсказаниями общей теории относительности, хотя, справедливости ради, точность измерений практически не выросла. Даже уже хорошо развитые технологии 1970-х годов дали лишь 0,95 ± 0,11 от эйнштейновского значения.

Значительно увеличить точность удалось лишь с развитием методов радиоастрономии, и в частности, радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой — когда несколько телескопов, расположенных на противоположных концах Земли, работают совместно, тем самым значительно увеличивая точность измерений. Этот метод позволил к 2010 году установить, что отклонение радиосигнала (который так же, как и свет, является электромагнитной волной и подчиняется тем же законам) Солнцем отличается от предсказания теории Эйнштейна не более, чем на 0,02 %.

Таким образом, сейчас общая теория относительности является не только общепринятой теорией гравитации, но и имеет убедительно экспериментальное подтверждение. А явление отклонения света массивными объектами из метода проверки теории стало методом получения новых знаний. За счёт этого эффекта звёзды могут выступать своеобразными линзами для объектов, которые находятся за ними. Такое гравитационное линзирование позволяет получать изображения сверхдалёких объектов — например, квазаров и галактик, существовавших миллиарды лет назад, — или открывать вращающиеся вокруг этих звёзд экзопланеты за счёт того, что они вносят искажения в линзирование.

Источник: Clifford M. Will The 1919 measurement of the deflection of light

Волны-убийцы в гиротронах

Mon, 31 Jul 2017 12:00:24 +0300

Учёные из нижегородского Института прикладной физики РАН теоретически показали возможность создания так называемых волн-убийц в мощных источниках СВЧ-излучения, известных как гиротроны. Работа опубликована в журнале Physical Review Letters.

Волнами-убийцами называют всплески необычно высокой амплитуды, неожиданно возникающие на фоне относительно небольшого волнения. Впервые волны-убийцы наблюдались на поверхности воды в открытом океане. Своё название они получили из-за существенного ущерба, который они могут нанести судну или одиноко стоящей нефтедобывающей платформе.

Считается, что картина Кацусика Хокусай «Большая волна в Канагаве» — самое старое дошедшее до нас изображение волны-убийцы.

С точки зрения физики в случайно колеблющейся среде всегда есть вероятность появления волн высокой амплитуды. Однако частота появлений волн-убийц чересчур велика, чтобы объяснить их просто случайностью. Эта загадка, долгое время существовавшая в науке, была решена не так давно. Оказалось, что волны-убийцы — следствие нелинейных свойств наблюдающихся волн, то есть их возникновение объясняется тем, что результат сложения двух волн, пришедших в некую точку, не является простой арифметической суммой этих волн — волны меняют свойства среды, в которой они распространяются (например, меняют толщину водного слоя в случае волн на воде), что меняет условия распространения самих этих волн.

Поскольку нелинейные волны могут наблюдаться не только на воде, но и в других системах, учёные стали искать волны-убийцы и в них. Эти поиски увенчались успехом: резкие всплески на фоне случайного волнения наблюдались в жидком гелии, оптике, полупроводниковых и волоконных лазерах, плазме и т. д.

Группа Н. С. Гинзбурга, работающая в Институте прикладной физики РАН в Нижнем Новгороде, специализируется на физике СВЧ-генераторов. Главным объектом их исследования являются гиротроны — мощные СВЧ-излучатели, способные создавать микроволновые импульсы мощностью до нескольких мегаватт. Одно из главных назначений гиротронов — нагрев плазмы в установках термоядерного синтеза. В частности, нижегородская фирма НПП «Гиком» должна будет поставить 8 гиротронов для международного мегапроекта ITER, строительство которого сейчас идёт во Франции.

Гиротрон фирмы ГИКОМ для ITER на испытательном стенде в Курчатовском институте.

В том же Институте прикладной физики РАН работает один из ведущих мировых специалистов в области нелинейных волны в целом и волн-убийц в частности, Е. Н. Пелиновский. Не удивительно, что именно здесь появилась идея посмотреть, нельзя ли наблюдать волны-убийцы и в СВЧ-диапазоне.

Книга Е. Н. Пелиновского, ставшая одной из классических в физике нелинейных волн на воде.

Проведённые теоретические оценки показали, что это, действительно, возможно. Для этого необходимо повышать ток электронов, которые собственно и генерируют СВЧ-излучение в гиротронах, до такой величины, чтобы устройство перешло в режим развитой турбулентности. В этом случае, как было показано в работе, в излучении могут наблюдаться всплески, мощность которых в 100—150 раз превышает среднюю мощность излучения и в 6—9 раз — мощность возбуждающего электрического тока.

Зависимость мощности излучения от времени (справа) и распределение всплесков по мощности (слева) для трёх значений электронного тока: докритического, критического и надкритического. В последнем случае наблюдается развитая турбулентность и генерация волн-убийц, хорошо видных на правом графике.

Эти выкладки были дополнительно проверены путём полноразмерного трёхмерного численного моделирования с использованием специального кода КАРАТ, разработанного В. П. Таракановым из МИФИ.

Результат, полученный численным моделированием. Сверху — зависимость мощности излучения от времени. Снизу слева — распределение мощности всплесков по мощности. Снизу справа — спектр излучения.

С практической точки зрения эти результаты интересны в первую очередь возможностью создать сверхмощный источник СВЧ-излучения. При этом необходимые для экспериментальной реализации нужного режима работы электронные пучки могут быть получены при помощи стандартных магнетронных пушек, использующихся в существующих гиротронах.

MASCARA — новый охотник за экзопланетами

Tue, 25 Jul 2017 17:03:40 +0300

В расположенной в Чили обсерватории Ла Силья Европейской южной обсерватории прошли первые наблюдения с полнообзорной камерой MASCARA (Multi-site All-Sky CAmeRA). Новый инструмент будет искать экзопланеты методом транзитов.

Компактный павильон MASCARA на эффектном фоне снежных горных вершин в Чили.

Станция MASCARA в Чили – вторая установка этого типа. Первая работает в северном полушарии в обсерватории Роке де лос Мучачос на острове Ла Пальма (Канарские острова). Она представляет собой комплект камер в термостатируемом контейнере, общее поле зрения инструмента охватывает почти все небо в месте его установки.

MASCARA может отслеживать звёзды не слабее примерно 8,4 звездной величины, что примерно вдесятеро слабее, чем те, которые видны невооруженным глазом в тёмную ясную ночь. Благодаря своей конструкции, камера MASCARA менее чувствительна к погодным условиям, чем другие инструменты. Поэтому наблюдения могут идти даже при частичной облачности, что дает выигрыш наблюдательного времени.

Установка MASCARA создана в Лейденском университете в Нидерландах для поиска планет. На первый взгляд её очень компактный и недорогой дизайн кажется непритязательным, но на деле это новаторский, гибкий и в высшей степени надёжный инструмент. В его состав входит пять цифровых камер, собранных из стандартных промышленных компонентов. Маленький «охотник за планетами» проводит многократные повторяющиеся измерения блеска тысяч звезд и с помощью специального программного обеспечения выявляет в нём слабые периодические колебания, вызванные прохождениями планет перед дисками своих материнских звезд.

Система пяти камер инструмента MASCARA

Такой метод обнаружения экзопланет называется транзитной фотометрией. Он позволяет непосредственно определить размер планеты и параметры её орбиты.

Главная задача камеры MASCARA – искать экзопланеты вокруг самых ярких звезд неба, которые ещё не исследованы ни космическими, ни наземными программами. Целевая популяция планет, которые будут обнаруживаться с интрументом MASCARA – это в основном горячие юпитеры, газовые гиганты, по массе близкие к Юпитеру, но обращающиеся вокруг своих родительских звёзд на очень близком расстоянии, с орбитальным периодом всего несколько часов. Из-за близости к центральному светилу температура их поверхности очень высока. Методом лучевых скоростей, основанным на измерении гравитационного воздействия планет на движение родительских звёзд, уже найдены десятки «горячих Юпитеров».

MASCARA в принципе может находить также суперземли и планеты размеров Нептуна. Ожидается, что в результате наблюдений с новым инструментом будет создан каталог ярких околосолнечных объектов, которые затем можно было бы наблюдать с целью уточнения их характеристик, в частности, детально исследовать планетные атмосферы.

Источник: MASCARA открывает глаза // ESO

Европейская южная обсерватория

Tue, 25 Jul 2017 00:00:00 +0300

Европейская южная обсерватория или ESO (European Southern Observatory) — межгосударственное научно-технологическое астрономическое учреждение, членами которой являются 15 европейских государств и Бразилия.

ESO ведет работу в трёх наблюдательных пунктах в пустыне Атакама (Чили): Ла Силья, Параналь и Чахнантор. Первая обсерватория ESO появилась на горе Ла Силья, на высоте 2400 м, в 600 км к северу от Сантьяго де Чили. Там установлено несколько оптических телескопов с диаметром зеркала до 3,6 м. На базе 3,6-м телескопа ESO работает один из самых известных охотников за экзопланетами HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher), представляющий собой эшелле-спектрограф высокой точности.

Хотя Ла Силья остается на переднем крае науки, столицей ESO является теперь гора Параналь высотой 2600 м, на которой установлен Очень большой телескоп (The Very Large Telescope, VLT). Параналь расположен примерно в 130 км к югу от чилийского города Антофагаста и в 12 км от Тихоокеанского побережья, в одном из самых сухих районов мира.

Атакамская Большая Миллиметровая/Субмиллиметровая Решетка (the Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array, ALMA) – один из самых крупных наземных астрономических проектов. Он состоит из 66 гигантских антенн диаметром 12 м и 7 м, работающих на миллиметровых и субмиллиметровых волнах. Строительство ALMA началось в 2003 году, наблюдения начались в 2011, а торжественный ввод телескопа в эксплуатацию состоялся в 2013 году. ALMA расположена на высокогорном плато Льяно де Чахнантор, на высоте 5000 м — это одна из самых высокогорных астрономических обсерваторий в мире.

Следующий шаг после VLT – строительство Европейского чрезвычайно большого оптического/инфракрасного Телескопа (ELT) с главным зеркалом диаметром 39 метров. ELT станет «»самым большим в мире глазом, глядящим в небо». Официально о начале строительства телескопа было объявлено в конце 2014 года, а первые наблюдения планируются на 2024 год.

Протон слегка «полегчал»

Mon, 24 Jul 2017 15:12:44 +0300

Более точное измерение массы протона дало значение, которое ниже общепринятого на 3×10¯⁸ %. Измерения были проведены группой Свена Штурма из Института ядерной физики Общества Макса Планка (Германия). Новое значение было получено путём прямого сравнения массы протона с массой иона углерода-12.

Обычно сверхточные измерения массы протона проводятся при помощи так называемой ловушки Пеннинга — сложной конфигурации электрического и магнитного поля, в которых удерживаются протоны. В такой ловушке протон совершает небольшие колебания вблизи точки равновесия и одновременно движется по спирали вокруг линий магнитного поля. Измеряя частоту этих колебаний, учёные вычисляют также и частоту вращения в магнитном поле, которая оказывается пропорциональной отношению заряда протона к его массе. Сравнивая эти частоты для протона и другого атома, который принимается за эталон атомной единицы массы, учёные и определяют массу протона.

Устройство ловушки Пеннинга, использованной в работе

В обсуждаемой работе в качестве эталона был использован полностью ионизированный атом углерода-12 ₁₂С⁶⁺. Проведённые измерения позволили утверждать, что масса протона отличается от общепринятого стандартного значения, утверждённого CODATA, с определённостью в три стандартных отклонения. Эти результаты были также проверены и с использованием других ионов.

Сравнение полученного результата (красный прямоугольник) со значениями CODATA в разные годы.

Знание точного значения массы протона является важным для целого ряда приложений, основанных на измерениях атомных спектров. В частности, масса протона входит в такую фундаментальную для этой области константу как постоянная Ридберга.

Источник: Synopsis: Proton Loses Weight // Physics

arxiv-обзор № 10 (26.03—31.03.2017)

Fri, 21 Jul 2017 19:00:00 +0000

Эта неделя выдалась плодотворной на интересные статьи, и в моей поборке их целых семь!

Einstein in 1916: “On the Quantum Theory of Radiation”

Norbert Straumann

Статья посвящена анализу статьи Альберта Эйнштейна 1916 года, посвящённой квантовой теории излучения Планка.

Interpretation miniatures

H. Nikolic

Попытка изложить основные интерпретации квантовой физики как можно более простым языком. Рассмотрены копенгагенская, многомировая и бомовская интерпретации.

Black Holes in Loop Quantum Gravity

Alejandro Perez

Обзор результатов, связанных с феноменом чёрных дыр и полученных в рамках петлевой квантовой гравитации. Статья ориентирована на специалистов.

Quantum Gravity and Cosmology: an intimate interplay

Mairi Sakellariadou

Краткий обзор трёх космологических моделей, построенных на основе трёх разных теорий квантовой гравитации. Статья ориентирована на специалистов.

A Course on Elementary Probability Theory

Gane Samb Lo

Введение в теорию вероятностей. Это не статья, а целая книга — 209 страниц!

The Origin of Planetary Ring Systems

S. Charnoz, R. M. Canup, A. Crida, L. Dones

Глава из книги «Planetary Ring Systems», в которой рассматривается вопрос происхождения систем планетарных колец.

Spinor analysis

B.L. van der Waerde, Guglielmo Pasa

Перевод статьи Б. Л. Ван-дер-Вардена, опубликованной в 1929 году и являвшейся, по всей видимости, первой попыткой математически строго и последовательно изложить спинорный анализ.

Возможно, «мотором» земного магнетизма является никель

Thu, 20 Jul 2017 14:20:05 +0300

Теоретическое моделирование никеля при высоких температурах и давлениях показало, что этот металл может играть ключевую роль в генерации магнитного поля Земли. Оказалось, что в условиях земного ядра никель обладает значительно более низкой теплопроводностью, чем железо.

Структура уровней энергии электронов в никеле

По современным представлениям, земное магнитное поле возникает в результате работы так называемой геомагнитной динамо-машины в земном ядре — непрерывных потоков жидкого железа, находящегося при высоких температуре и давлении. Причиной движения жидкости является простая конвекция: температура в центре ядра выше, чем в мантии. Одна из проблем этой модели заключается в том, что железо обладает довольно высокой теплопроводностью, и по расчётам её было бы вполне достаточно для передачи тепла из центра ядра наружу, так что конвекция возникать не должна.

В отличии от многих других металлов железо и никель являются довольно плохими проводниками тепла при нормальных условиях. Однако при повышении давления и температуры кристаллическая структура железа изменяется, что приводит к увеличению его теплопроводности.

Результаты свежего моделирования показали, что никель, по всей видимости, сохраняет свою кристаллическую структуру даже при высоких температурах и давлениях, и поэтому даже в земном ядре остаётся плохим проводником тепла.

Проведённое численное моделирование, однако, может не учитывать всех необходимых факторов, поэтому для его подтверждения требуется проведение экспериментов.

Лазер превратил воду в экзотический лёд

Wed, 19 Jul 2017 13:06:24 +0300

Тот лёд, который вы когда-либо встречали в своей жизни, скорее всего относился к одному единственному типу — так называемому I_h (один-аш). Это кристаллы льда, имеющие гексагональную кристаллическую структуру. Но давно известно, что существуют и другие виды льда: на данный момент насчитывают 17 его кристаллических модификаций.

Кристаллическая структура льда VII

Одним из таких экзотических видов является лёд VII (лёд-семь). Его кристаллы имеют простую кубическую структуру, а наблюдаться такой лёд может даже при комнатных температурах — но только при больших давлениях порядка сотен атмосфер. В природе такой «сжатый лёд», возможно, существует где-нибудь на дне океанов на спутнике Сатурна Титане, или на некоторых экзопланетах.

В свежей работе рост льда VII удалось наблюдать в эксперименте с использованием коротких и мощных лазерных импульсов. Эти импульсы возбуждали в воде ударные волны, в которых и достигалось необходимое давление.

Эта работа не первая, в которой таким методом пытались получить лёд VII, однако до этого не удавалось надёжно зафиксировать кристаллическую структуру быстро возникающего и быстро пропадающего состояния. Сейчас же авторы работы использовали для этой цели уникальный источник рентгеновского излучения — лазер на свободных электронах LCLS, расположенный в Стенфорде.

Схема экспериментальной установки

Экспериментаторы облучали инфракрасным лазерным импульсом тонкий слой воды, а затем с небольшой задержкой посылали на него рентгеновское излучение. На получившихся в серии выстрелов снимках оказались хорошо различимы два дифракционных пика, свидетельствующие о возникновении кубической кристаллической структуры. Пики, однако, существовали только в течение около 6 наносекунд после прохождения ударной волны.

Те самые пики

Более детальный анализ показал, что кубическая структура возникает не сразу. Сначала образуются одномерные кристаллы в виде иголок или палочек. И только затем они объединяются в единую кубическую структуру.

Источник: Instant-Freeze Water // Physics

Китайский токамак зажёг плазму на рекордные 100 секунд

Mon, 10 Jul 2017 19:00:45 +0300

Экспериментальная термоядерная установка EAST, созданная в Китае, установила новый рекорд по удержанию плазмы в длинноимпульсном режиме H-моды.

Внутри токамака EAST

EAST — одна из крупнейших действующих термоядерных установок, и как и у других подобных установок её основной задачей является проведение исследований, необходимых для успешного запуска проекта ITER.

Одной из особенностью работы ITER станет использование так называемой H-моды — особого режима работы термоядерного реактора типа токамак, отличающегося высокой стабильностью плазмы. Однако теоретическое исследование H-моды является затруднительным, и поэтому неизвестно, как она будет себя вести в условиях такого большого реактора как ITER.

Одной из задач, решаемой на установке EAST, является демонстрация возможности работы H-моды в длинноимпульсном безиндукционном режиме. Это является необходимым условием успешной реализации проекта ITER. Хорошо об этом написал в прошлом году Валентин Гибалов, больше известный под псевдонимом tnenergy.

3 июля учёным удалось продемонстрировать устойчивое горение плазмы в течение 100 секунд, что является мировым рекордом для этого режима. Главными слагающими успеха стали активное охлаждение внутренних стенок реактора (так называемого дивертора) и нагрев плазмы только за счёт использование радиоволн.

Источник: China’s ‘artificial sun’ sets world record with 100 second steady-state high performance plasma // phys.org

Кольцо поиска вимпов сужается

Thu, 06 Jul 2017 13:00:00 +0300

Гипотетические частицы тёмной материи, известные как вимпы, всё так же невидны современным детекторам, но область их возможного существования в очередной раз уменьшилась благодаря новым данным, полученным на установках LUX и PICO-60.

Основной элемент детектора LUX — бак, наполненный жидким ксеноном.

LUX — один из самых больших детекторов вимпов, работающих сейчас. Его главным элементом является бак, наполненный 370 килограммами жидкого ксенона при температуре −108 °C. Бак обнесён фотодетекторами, которые должны зафиксировать продукты реакции гипотетических частиц с ядрами ксенона. Вся установка расположена в Сэндфорде, в шахте на глубине 1500 м, чтобы защитить её от фонового излучения.

Новые результаты, опубликованные в журнале Physical Review Letters, были получены на основе данных, собранных в 2013—2016 годах. Они устанавливают самые жёсткие ограничения на вероятность реакции вимпов с нейтронами. На рисунке ниже свежие данные LUX отмечены жирными линиями.

Ограничения сверху на массу вимпов и вероятность их взаимодействия с нейтронами (сверху) и протонами (снизу), полученные в разных экспериментах.

Для реакций вимпов с протонами самые жёсткие ограничения были получены на установке PICO-60, также недавно опубликованные в Physical Review Letters. Эта установка представляет собой пузырьковую камеру, заполненную 52 кг C3F8. Она установлена в Седбери. Представленные результаты были получены в течение трёх месяцев — с ноября 2016 по январь 2017 года.

Создан лазер с самой высокой пиковой мощностью

Tue, 04 Jul 2017 18:30:00 +0300

В Китайской академии инженерной физики создан лазер, способный генерировать импульсы мощностью 4,9 петаватта — это в 500 раз больше, чем мощность всех электростанций мира.

Достичь такого результат удалось за счёт использования метода, известного как усиление чирпированных импульсов (Chirped pulse amplification, CPA): усиливаемый лазерный импульс сначала растягивается в пространстве, за счёт чего его мощность падает, затем усиливается, а в конце собирается обратно при помощи так называемых дифракционных зеркал больших размеров.

Так выглядят дифракционные зеркала, используемые в Техасском петаваттном лазере.

Своё название метод получил из-за способа, которым происходит растягивание импульсов: их пропускают через специальные дисперсионные элементы, в которых скорость распространения световых волн с разной длиной волны различная. Примером такого элемента является обычная стеклянная призма: именно из-за дисперсии световой луч в призме распадается в радугу.

Я думаю, эту картинку знают все

Когда лазерный импульс проходит через дисперсионный элемент, волны с разной длиной волны, из которых он состоит, бегут с разной скоростью, и на выходе получается, что одни волны убежали вперёд, а другие отстали — образовался длинный импульс. Если теперь пропустить его обратно через ту же дисперсионную систему или систему с точно такими же дисперсионными свойствами, то этот длинный импульс соберётся обратно в короткий импульс.

Растянутый импульс имеет характерную черту — вдоль его длины частота света плавно меняется. Похоже устроена трель некоторых мелких птичек — они сначала издают высокие звуки, в затем плавно понижают частоту. Chirp по-английски как раз и означает «трель».

Chirp выглядит как-то так

Огромная мощность получаемых импульсов не означает, однако, что для них требуется огромное количество энергии. Дело в том, что они имеют чрезвычайно малую длительность. В обсуждаемой работе учёным удалось сжать импульс до 18,6 фемтосекунд (10−15 секунд) — это всего в 6 раз больше, чем время, за которое свет делает одно колебание в такой световой волне. За счёт такой малой длительности для достижения рекордной мощности потребовалась энергия импульса равная всего 91,1 Дж. Такую энергию имеет, например, кирпич, упавший со второго этажа, — не так уж и много для рекорда.

Вот в этом видео я рассказываю о петаваттных лазерах подробнее:

Импульсы столь высокой мощности применяются для ускорения до высоких энергий электронов и ионов, создания сверхъярких источников рентгена, генерации состояний, встречающихся в недрах планет и звёзд, и многих других исследований.

Видео: Будущее созвездия Ориона

Fri, 09 Jun 2017 18:12:08 +0300

На видео ниже показано, как будет меняться внешний вид созвездия Ориона в течение следующих 450 000 лет. Оно получено на основе данных, собранных спутниками Gaia и Hipparcos.

Звёзды, как известно, не прибиты гвоздями к небосводу. Их положение на небе непрерывно меняется по мере того, как они вращаются вокруг центра нашей галактики, Млечного Пути. Это движение в силу его медленности невозможно заметить невооруженным глазом, даже если проводить наблюдения в течение всей жизни человека. Оно, однако, может быть замечено при высокоточных наблюдениях. Самым совершенным на данный момент прибором, определяющим положение звёзд, является спутник Европейского космического агентства Gaia.

Полная картина неба, полученная спутником Gaia.

Измеряя текущее движение звёзд, можно восстановить их траектории в прошлом, что помогает изучать историю нашей галактики, а можно предсказать и то, как звёзды будут двигаться в будущем.

На приведённом выше видео приведён прогноз положения звёзд на ближайшие 450 000 лет для небольшого участка неба, находящегося в созвездии Ориона. Площадь этого участка составляет 40×20° (для сравнения полная Луна занимает площадь равную приблизительно половине градуса).

Наблюдаемый дрейф звёзд приводит к тому, что Орион постепенно меняет свою, так хорошо знакомую нам форму, демонстрируя, насколько, вообще говоря, эфемерно понятие созвездия.

В начале видео в центре, ближе к верхнему краю видна красная звезда-сверхгигант Бетельгейзе. Основываясь на её текущей траектории, можно предсказать, что где-то через 100 000 лет она покинет этот участок неба. Но Вселенная подготовила для Бетельгейзе ещё более суровую судьбу — в течение следующего миллиона лет она должна взорваться, образуя сверхновую.

Некоторые из других звёзд, видимых на этом видео, тоже взорвутся как сверхновые ещё до конца периода, охватываемого видео. Но некоторые могут и не успеть взорваться: например, голубой сверхгигант Ригель — яркая звезда в левом нижнем углу, — или красный гигант Альдебаран, который является частью созвездия Тельца, его можно увидеть пересекающим нижнюю часть кадра справа налево.

На этом участке будут появляться и новые звёзды, рождающиеся из молекулярного облака Ориона, представляющего собой смесь газа и пыли. Gaia не видит это облако непосредственно, но его можно идентифицировать как тёмные пятна на фоне звёзд.

Рождение и смерть звёзд на этом видео, конечно, не показаны.

Источник: The future of the Orion constellation // ESA

Ридберговский атом поймали в ловушку

Thu, 08 Jun 2017 20:10:46 +0300

Как и многие из нас, квантовые физики не любят идти на компромиссы. Вместо того, чтобы делать выбор между различными технологиями создания кубитов, они предпочли бы объединить двух лучших кандидатов: захваченные в оптическую ловушку ионы и водородоподобные ридберговские атомы. Шаг к достижению этой цели был недавно сделан исследователями из Стокгольмского университета. Им удалось перевести захваченный ион стронция в ридберговское состояние.

Схема эксперимента

Захваченные в ловушку ионы в настоящее время являются одной из самых перспективных технологий создания кубитов для квантовых компьютеров. Их преимуществом является большое время жизни кубитов и низкое количество ошибок. Однако в ловушках сложно управлять системой связанных кубитов, поскольку при этом начинают двигаться все ионы, что нежелательно. Ионы же, находящиеся в ридберговском состоянии, в котором их единственный электрон вращается на очень большой орбите, за счёт этого электрона легко устанавливают связи со своими соседями. Однако, поймать ридберговский атом в ловушку совсем не просто.

Одним из возможных решений этой проблемы оказалось возбуждение уже захваченных ионов в ридберговские состояния. В этом случае, однако, сильные электрические поля, удерживающие атомы в ионной ловушке, могут двигать или даже отрывать слабо связанный с ядром электрон ридберговского состояния. Чтобы достичь желаемого ридберговского состояния, учёные применили двухфотонное возбуждение во встречных лазерных пучках. По сравнению с однофотонным возбуждением это позволило уменьшить возмущение, оказываемое на ион и его электрон. В результате ион переходил в состояние со сферически-симметричной орбиталью SS, которое не возмущалось квадрупольным полем ловушки.

Источник: Trapping a Rydberg Ion // Physics
Статья: Phys. Rev. X 7, 021038 (2017)