Spaţiu timpPe măsură ce calculele lui de Sitter, Schouten şi Fokker au devenit mai larg cunoscute, în special prin influentul manual al lui Eddington "Teoria matematică a relativității" (1923), fizicienii experimentatori au început să devină interesaţi.

 

 

 

 

Efectul Lense-Thirring (14)

Se consideră că P.M.S. Blackett (1897-1974) a căutat efectul de Sitter cu un giroscop de laborator în anii 1930, dar a ajuns la concluzia (pe bună dreptate), că scopul propus era fără speranţă de atins cu tehnologia existentă. Pentru a vedea ce anume face problema atât de provocatoare, consideraţi rotorul giroscopului de mai jos. Efectul lui de Sitter şi efectul de tragere în jurul Pământului, sunt ambele de ordinul ~10 miliarcsec/an, astfel încât pentru a măsura una dintre ele cu o precizie de 1%, impune ca toate precesiile nemodelate ale acestui rotor (cunoscută din punct de vedere tehnic ca „rata de deviaţie”) să aibă însumate mai puţin de 0,1 miliarcsec/an, sau 10-18 rad/s. (A se vedea clipul video „Cât de mică este 1/10 dintr-o miliarcsecundă?).

Ce înseamnă această cerinţă pentru giroscopul nostru ? Precesia Ω este legată de cuplul  τ prin Ω = τ/(Iω) unde I = (2/5)mr² este momentul de inerţie şi  ω=v/r este viteza unghiulară. Neomogenităţi ale dimensiunii δr produc momente de ordinul τ = maδr unde a este acceleraţia tangenţială. Combinând aceste expresii, rezultă o rată de deviere Ω = (5/2)(a/v)(δr/r). Presupunând o viteză a spinului de  v~1000 cm/s şi acceleraţii comparabile cu cele de pe Pământ (a~g), rotorul trebuie să fie omogen în intervalul (δr/r) < 10exp-17 pentru a atinge o rată de deviaţie mai mică de  10exp-18 rad/s! Astfel de omogenităţi sunt absolut de neatins pe Pământ. În spaţiu, cu toate acestea, este posibil - doar posibil, cu un mare efort - pentru a suprima acceleraţiile nedorite ale unui corp de testare atât de mult, ca ordinul de mărime unsprezece, la a~10exp-11 g. Dacă acest lucru se poate realiza, atunci rotorul giroscopic necesită doar o omogenitate de o parte la 106, în loc de 1017 - un nivel care poate fi atins, cu mare efort, folosind cele mai bune materiale de pe Pământ.

 

Giroscop

 

Consideraţiile de acest fel au condus doi oameni să aibă o viziune nouă asupra testelor giroscopice ale relativităţii generale, la scurt timp după începuturile erei spaţiale. George E. Pugh şi Leonard I. Schiff (1915-1971) au ajuns independent la ideile de bază, la câteva luni, unul de altul. Pugh a fost stimulat de un discurs ţinut de Huseyin Yilmaz în care propune un test cu satelit, pentru a distinge teoria sa alternativă privind gravitaţia de cea a lui Einstein, în timp ce Schiff a fost probabil inspirat, cel puţin în parte, de către o reclamă pentru un nou "Gyroscop criogenic... cu posibilitatea unei excepţional de scăzute rate de derivă", în revista Physics Today (a se vedea contribuţia lui Francis Everitt: Near Zero: New Frontiers of Physics, 1988). Articolul lui Pugh, publicat într-un memorandum al Pentagonului în noiembrie 1959, este recunoscut acum ca însemnând naşterea conceptului de "mişcare fără tracţiune" (eng. drag-free motion). Acesta este un element esenţial al misiunii Sonda Gravitaţională B (Gravity Probe B), prin care oricare dintre giroscoape poate fi izolat de restul experimentului şi protejat de toate forţele neinerţiale; restul sondei spaţiale este apoi determinat să „alerge după” giroscopul de referinţă cu ajutorul heliumului vaporizat evacuat printr-un dispozitiv poros revoluţionar şi propulsoare concepute special. În acest fel, acceleraţiile nemodelate ale tuturor giroscoapelor, aşa cum ar fi cele care rezultă din efectul presiunii radiaţiei solare şi din frecarea atmosferică pe suprafaţa sondei spaţiale, pot fi reduse de la a ~ 10-8 g, la sub  10-11 g, aşa cum este necesar. (A se vedea clipul de animaţie „Mişcarea fără tracţiune”).   

Sistemul de control al mişcării fără tracţiune este doar una din inovaţiile care au făcut posibilă Sonda Gravitaţională B. Experimentul depinde de monitorizarea precesiei giroscoapelor aproape perfecte, în raport cu o direcţie fixă de referinţă cum ar fi linia de vizare la o stea îndepărtată de ghidare. Dar cum să găseşti axa de rotaţie a unui giroscop perfect sferic, perfect omogen, suspendat în vid? Aceasta este "problema de citire"; o altă problemă, strâns legată de prima, este cum să se accelereze, în primul rând,  rotaţia unui astfel de giroscop. Au fost considerate diferite posibilităţi în primele zile, până în 1962, când Francis Everitt şi William Fairbank au ajuns la ideea să exploateze ceea ce a fost până atunci o mică dar enervantă sursă  de cuplu nedorit în giroscoapele magnetice levitate. Supraconductorii în mişcare de rotaţie dezvoltă un moment magnetic, cunoscut ca momentul London, care este proporţional cu viteza de rotaţie şi întotdeauna aliniat cu axa de rotaţie. Dacă rotoarele sunt levitate electric în loc de magnetic, acest mic efect poate fi folosit pentru a afla unde se află axele lor de rotaţie. (Măsurarea ar necesita, desigur, ecranare magnetică de ordin de mărime dincolo de orice posibiliăţi ale anului 1962, ceea ce este o altă poveste în sine). Astfel s-a născut citirea momentului London, care în încarnarea sa modernă, utilizează dispozitive supraconductoare de interferenţă cuantice -  SQUID ca magnetometre. Aceste dispozitive sunt atât de sensibile, încât ele înregistrează o schimbare a direcţiei axei de rotire de 1 miliarcsec în cinci ore timp de integrare. (A se vedea animaţia "Citirea Momentului Londra")

 


[Foto: Dan Debra, Bill Fairbank, Francis Everitt şi Bob Cannon cu un model al Sondei Gravitaţionale B, 1980].



Acestea sunt doar două piese ale unui experiment atât de frumos încâlcit, încât, este la fel de mult o lucrare de artă cât este ştiinţă şi tehnologie. Multe dintre caracteristicile sale cheie reflectă un principiu director al experimentatorilor din fizică de-a lungul secolelor şi anume de a transforma obstacolele în oportunităţi. Cum, de exemplu, se poate compara în mod semnificativ direcţia axei de rotaţie a giroscopului (care se citeşte în volţi) cu poziţia stelei de ghidare (care vine de la un telescop de bord în radiani)? Răspunsul este de a exploata calibrarea proprie a naturii, în formarea aberaţiei stelare. Fenomenul, o mişcare aparentă de încoace-şi-încolo a poziţiei stelei de ghidare datorată mişcării Pământului pe orbită în jurul Soarelui este în întregime newtonian şi inserează „suciri” în datele a căror perioadă şi amplitudine sunt extrem de cunoscute (pentru a da o măsură a acestei precizii a experimentului, calibrarea necesită termeni de ordinul al doilea, la fel ca şi de ordinul întâi în viteza Pământului v/c). Cum rămâne cu faptul că steaua de ghidare are „o mişcare proprie” necunoscută, suficient de mare pentru a obtura semnalul relativist prezis? Acest lucru permite ca experimentul să fie conceput într-un clasică manieră "dublu-orb"; o echipă separată de astronomi foloseşte Interferometria Radio cu Bază Foarte Lungă (eng.VLBI) pentru a monitoriza mişcările stelei de ghidare însuşi, raportate la quasari egal îndepărtaţi. Numai la încheierea experimentului sunt comparate cele două seturi de date; aceasta ajută în a preveni ca fizicienii „să găsească ceea ce vor să vadă”.

Pentru mai multe astfel de exemple, a se vedea pagina Provocări Tehnologice Unice & Soluţii la fila Tehnologie. Sonda Gravitaţională B (sau Experimentul Giroscopic Stanford asupra Relativităţii, aşa după cum era cunoscut înainte de 1971), a primit prima sa finanţare NASA în martie 1964. Fotografia de mai sus arată câţiva dintre primii lideri de proiect, cu un model de sondă spaţială, în jurul anului 1980: Dan DeBra (un expert în propulsie), Fairbank (un fizician experimentator al temperaturilor joase, prin excelenţă), Everitt şi Bob Cannon (un specialist în giroscoape). Vezi secţiunea Istoric & Management a paginii despre GP-B pentru mai multe detalii.

GP-B. Semnificaţia astrofizică (16)

Traducere de Mircea Ştefan Moldovan după Spacetime & Spin, cu acordul autorului.