Bell Labs использовала один из первых лазеров для исследований рельефа поверхности Луны. Во время экспедиции Аполлон 11, отправленной на Луну 21 июля 1969 г., астронавты установили на ее поверхности два уголковых отражателя, способных отражать лазерный свет, посланный с Земли[16]. Группа астрономов Ликской Обсерватории в Калифорнии послала на Луну мощный пучок рубинового лазера, что позволило измерить расстояние Земля—Луна с точностью, намного превышающей точность обычных астрономических наблюдений.
Лазерный альтиметр был использован в проекте MOLA (Mars Orbiter Laser Altimeter), чтобы получить трехмерное глобальное изображение Марса.
Гравитационные волны
В 1919 г. Эйнштейн предсказал, что движущиеся массы производят гравитационные волны, распространяющиеся со скоростью света. К сожалению, амплитуда такого гравитационного излучения, испускаемого любым источником, созданным в лаборатории, слишком мала, и гравитационные волны нельзя обнаружить. С другой стороны, астрофизические явления, которые могут вовлекать огромные массы с релятивистскими скоростями, могут произвести гравитационное излучение, которое поддается измерению. Косвенные доказательства наличия существования гравитационных волн были найдены, и за это Алан Рассел Хале (г. р. 1950) и Жозеф Хутон Тейлор (г. р. 1941) получили в 1993 г. Нобелевскую премию по физике. Однако прямые, определенные доказательства все еще отсутствуют. Гравитационные волны возникают от ускоренных масс способом, во многом подобным испусканию электромагнитных волн ускоренными зарядами. Они воздействуют на массы, растягивая их в одном направлении и сжимая в другом, перпендикулярном, направлении.
Когда гравитационная волна проходит, она может привести массу в колебательное движение, вверх-вниз, подобно океанским волнам. Чтобы обнаружить гравитационные волны, необходимо измерить такое движение.
В принципе смещения, производимые гравитационной волной, можно было бы измерить с помощью большого цилиндра, изолированного от внешних воздействий. Он резонировал бы механически на частоту гравитационной волны. Чувствительные датчики преобразуют эти колебания в сигналы, которые можно измерить. Первый детектор на основе резонансного цилиндра был сконструирован в конце 1950-х гг. Джозефом Вебером, о котором мы уже говорили, когда обсуждали мазер. Вебер изготовил алюминиевый цилиндр весом несколько тонн, который резонировал на частоте около 1 кГц. Он объявил, что получил положительные результаты, но никто не подтвердил их. Затем другие детекторы подобного типа были построены в ряде институтов во всем мире. Лучшие из этих устройств способны зафиксировать смещение на уровне 10—12. Но это все же оказалось недостаточным, чтобы обнаружить гравитационные волны, если только они не возникают достаточно близко и в результате крайне сильных астрономических событий.
Альтернативный способ детектировать гравитационные волны заключается в измерении времени, которое требуется свету для прохождения между двумя зеркалами, которые располагаются на двух тяжелых маятниках. Они могут колебаться под действием гравитационной волны. Этот метод включает сравнение времен прохождения двух лазерных пучков, которые распространяются под прямыми углами в интерферометре Майкельсона (подобно тому, как он использовался для измерений скорости света в двух, взаимно перпендикулярных направлениях). Гравитационная волна должна сжимать один путь, делая его короче и растягивать другой, делая его длиннее. Рис. 66 показывает возможную схему. Эксперименты начались в 1970-х гг. Если интерферометр имеет длину плеча 4 км, типичная гравитационная волна изменит его длину, менее чем на 10—14 часть, что составляет одну тысячную размера атомного ядра. В интерферометре свет проходит много раз между неподвижным зеркалом и зеркалом, подверженном смещению. В результате разница в длинах суммируется многократно.