Tänään kerromme sinulle heikosta gravitaatiolinssistä. Syynä tähän oli professori Matthias Bartelmann Heidelbergin teoreettisen fysiikan yliopistosta, jonka hän kirjoitti nimenomaan koulutusprojektia Scholarpedia varten.

Ensinnäkin vähän historiaa: ajatus siitä, että massiiviset kappaleet voivat ohjata valoa, juontaa juurensa Isaac Newtonista. Vuonna 1704 hän kirjoitti kirjassaan "Optics": "...vaikuttavatko kappaleet valoon kaukaa ja kääntävätkö sen säteet tällä vaikutuksella; ja eikö tämä vaikutus ole sitä vahvempi, mitä pienempi on etäisyys [kehon ja valonsäteen välillä]? Pitkään sellaisen kysymyksen muotoilu oli kiistanalainen, koska Newtonin fysiikka toimii vain kappaleiden kanssa, joilla on massaa, ja keskustelu valon luonteesta, ominaisuuksista ja massan läsnäolosta sen hiukkasissa jatkui vielä kaksi. hyviä vuosisatoja.

Kuitenkin vuonna 1804 saksalainen tähtitieteilijä Johann von Soldner pystyi laskemaan kulman, jolla kaukaisesta lähteestä tuleva valo poikkeaa, jos se "istyy" Auringon pintaan ja saavuttaa maan - säteen piti poiketa 0,83 kaarisekuntia (tämä on suunnilleen pennin kolikon kokoinen 4 kilometrin etäisyydeltä).

Seuraavan suuren askeleen valon ja painovoiman vuorovaikutuksen tutkimuksessa teki Albert Einstein. Hänen työnsä suhteellisuusteoriasta korvasi Newtonin klassisen painovoimateorian, jossa voimat ovat läsnä, geometrisella. Tässä tapauksessa fotonien massalla ei ole enää merkitystä - valo poikkeaa yksinkertaisesti siksi, että itse tila massiivisen kohteen lähellä on kaareva. Ennen yleisen suhteellisuusteorian työskentelyä Einstein laski Auringon lähellä kulkevan valonsäteen taipumakulman ja sai ... täsmälleen samat 0,83 kaarisekuntia kuin von Soldner sata vuotta ennen häntä. Vasta viisi vuotta myöhemmin, saatuaan päätökseen yleisen suhteellisuusteorian työt, Einstein tajusi, että oli tarpeen ottaa huomioon paitsi tilallinen myös ajallinen klo Neliulotteisen aika-avaruutemme kaarevuuden komponentti. Tämä kaksinkertaisti lasketun taipumakulman.

Yritetään saada sama kulma. Massiivisen kappaleen ohi kulkeva valonsäde poikkeaa, koska se liikkuu suoraan, mutta kaarevassa tilassa. Einsteinin näkökulmasta tila ja aika ovat yhtä suuret, mikä tarkoittaa, että myös aika, joka kuluu valon saavuttamiseen, muuttuu. Siksi valon nopeus muuttuu.

Linssin painovoimakentän läpi kulkevan valon nopeus riippuu linssin gravitaatiopotentiaalista ja on pienempi kuin valon nopeus tyhjiössä

Tämä ei riko mitään lakeja - valon nopeus voi todellakin muuttua, jos valo kulkee jonkin aineen läpi. Eli Einsteinin mukaan massiivisen esineen valon taipuma vastaa sen kulkemista tietyn läpinäkyvän väliaineen läpi. Odota, tämä muistuttaa linssin taitekerrointa, jonka me kaikki opimme koulussa!

Kahden valonnopeuden suhde on meille koulusta tuttu taitekerroin

Nyt, kun tiedät valon nopeuden linssissä, voit saada jotain, joka voidaan mitata käytännössä - esimerkiksi taipumakulma. Tätä varten sinun on sovellettava yhtä luonnon peruspostulaateista - Fermatin periaatetta, jonka mukaan valonsäde liikkuu siten, että optisen polun pituus minimoidaan. Kun se kirjoitetaan matematiikan kielellä, saadaan integraali:

Poikkeutuskulma on yhtä suuri kuin gravitaatiopotentiaalin gradientin integraali

Sitä ei tarvitse ratkaista (ja se on erittäin vaikeaa), tärkeintä tässä on nähdä kakkonen integraalimerkin edessä. Tämä on sama kakkonen, jonka Einstein esiintyi, kun otetaan huomioon tilallinen ja ajallinen noin th komponentti ja joka kaksinkertaisti taipumakulman.

Integraalin ottamiseksi käytetään approksimaatiota (eli yksinkertaistettua ja likimääräistä laskelmaa). Tässä nimenomaisessa tapauksessa on kätevämpää käyttää Bornin approksimaatiota, joka tuli kvanttimekaniikasta ja jonka Einstein tunsi hyvin:

Sama Bornin approksimaatio poikkeutuskulman yksinkertaistetussa laskennassa

Korvaamalla Auringolle tunnetut arvot yllä olevaan kaavaan ja muuntamalla radiaanit kaarisekunteiksi, saamme halutun vastauksen

Eddingtonin johtama kuuluisa retkikunta havainnoi vuoden 1919 auringonpimennystä Afrikassa, ja tähdet, jotka olivat lähellä aurinkokiekkoa pimennyksen aikana, poikkesivat 0,9-1,8 kaarisekunnin kulmassa. Tämä oli ensimmäinen kokeellinen vahvistus yleiselle suhteellisuusteorialle.

Siitä huolimatta Einstein tai hänen kollegansa eivät ajatellut tämän tosiasian käyttöä käytännössä. Itse asiassa Aurinko on liian kirkas, ja poikkeamat ovat havaittavissa vain tähdissä lähellä sen kiekkoa. Tämä tarkoittaa, että vaikutus voidaan havaita vain pimennysten aikana, eikä se anna tähtitieteilijöille mitään uutta tietoa auringosta tai muista tähdistä. Vuonna 1936 tšekkiläinen insinööri Rudi Mandl vieraili tiedemiehen luona Princetonissa ja pyysi häntä laskemaan sellaisen tähden taipumakulman, jonka valo ohittaisi toisen tähden (eli minkä tahansa muun tähden kuin Auringon) vieressä. Einstein teki tarvittavat laskelmat ja jopa julkaisi artikkelin, mutta siinä hän totesi, että hän piti näitä vaikutuksia merkityksettöminä ja huomaamattomina. Ajatukseen kuitenkin tarttui tähtitieteilijä Fritz Zwicky, joka oli siihen aikaan tiiviisti mukana galaksien tutkimuksessa (se, että Linnunradan lisäksi on muita galakseja, tuli tunnetuksi kahdeksan vuotta aiemmin). Hän ymmärsi ensimmäisenä, että ei vain tähti, vaan myös koko galaksi ja jopa niiden joukko voi toimia linssinä. Tällainen jättimäinen massa (miljardeja ja biljoonia auringon massoja) taivuttaa valoa riittävän voimakkaasti rekisteröitäväksi, ja valitettavasti vuonna 1979, viisi vuotta Zwickyn kuoleman jälkeen, löydettiin ensimmäinen gravitaatiolinssi - massiivinen galaksi, joka poikkesi kaukaisen kvasaarin valon. kulkemassa sen läpi. Nyt, toisin kuin Einstein ennusti, linssejä ei käytetä ollenkaan yleisen suhteellisuusteorian testaamiseen, vaan valtavaan määrään universumin suurimpien objektien tutkimuksia.

On vahvaa, heikkoa ja mikrolinssiä. Ero niiden välillä on lähteen, havainnoinnin ja linssin sijainnissa sekä linssin massassa ja muodossa.

Vahva gravitaatiolinssi on ominaista järjestelmille, joissa valonlähde on lähellä massiivista ja kompaktia linssiä. Tämän seurauksena valo, joka poikkeaa lähteestä objektiivin eri puolilla, taipuu sen ympärille, taipuu ja saavuttaa meidät useiden kuvien muodossa samasta kohteesta. Jos lähde, linssi ja havainnoija (eli me) ovat samalla optisella akselilla, voidaan nähdä useita kuvia samanaikaisesti. Einsteinin risti on klassinen esimerkki vahvasta painovoimalinssistä. Yleisemmässä tapauksessa linssi vääristää suuresti kohteen muotoa, jolloin se näyttää kaarelta.

Esimerkki kaukaisen galaksin (valkoinen objekti) vahvasta linssistä meitä lähempänä olevalla massiivisella galaksilla (turkoosi objekti)

Wikimedia Commons

Heikko gravitaatiolinssi, joka tulee olemaan materiaalimme pääjuttu, ei pysty muodostamaan selkeää kuvaa tai edes kirkasta kaunista kaaria - linssi on liian heikko tähän. Kuva on kuitenkin edelleen epämuodostunut, ja tämä antaa tutkijoille erittäin tehokkaan työkalun heidän käsiinsä: meillä on vain vähän esimerkkejä vahvasta linssistä, mutta heikko, johon riittää kaksi suurta galaksia tai kaksi klusteria. noin kaaren sekunnin kulmaetäisyydellä on aivan riittävä galaksien, klustereiden, pimeän aineen, jäännössäteilyn ja koko maailmankaikkeuden historian tilastolliseen tutkimukseen alkuräjähdyksestä lähtien.

Ja lopuksi, gravitaatiomikrolinssi on tilapäinen lähteen kirkkauden lisäys linssillä, joka on optisella akselilla sen ja meidän välillämme. Yleensä tämä linssi ei ole tarpeeksi massiivinen muodostamaan terävää kuvaa tai edes kaaria. Se kuitenkin fokusoi edelleen osan valosta, joka ei muuten olisi päässyt meille, ja tämä tekee kaukaisesta kohteesta kirkkaamman. Tätä menetelmää käytetään etsimään (tai pikemminkin - satunnaiseen havaitsemiseen) eksoplaneettoja.

Muista, että tässä katsauksessa, professori Bartelmannin artikkelin jälkeen, rajoitamme keskusteluun nimellisheikosta linssistä. On erittäin tärkeää, että heikko linssi, toisin kuin vahva linssi, ei voi luoda kaaria tai useita kuvia samasta lähteestä. Se ei voi edes lisätä kirkkautta merkittävästi. Se voi vain muuttaa hieman kaukaisen galaksin muotoa. Ensi silmäyksellä tämä vaikuttaa pikkujutulta - onko avaruudessa monia esineitä vääristäviä vaikutuksia? Pöly imee valoa, universumin laajeneminen siirtää kaikkia aallonpituuksia, Maahan saavuttava valo hajoaa ilmakehään ja kulkee sitten vielä teleskooppien epätäydellisen optiikan läpi - mistä voimme huomata, että galaksi on hieman pidentynyt ( ottaen huomioon, että emme tienneet, mikä se alun perin oli? Tilastot tulevat kuitenkin apuun - jos galakseilla on haluttu venymissuunta pienellä taivaan alueella, niin ehkä näemme ne heikon linssin läpi. Huolimatta siitä, että nykyaikaiset teleskoopit pystyvät näkemään noin 40 galaksia neliössä, jonka sivut ovat yhden kaarenminuutin (tämä on ISS:n koko sellaisena kuin näemme sen Maasta), linssoinnin aiheuttama vääristymä galaksin muotoon on niin merkityksetön ( ei ylitä muutamaa prosenttia), että tarvitsemme erittäin suuria ja erittäin tehokkaita teleskooppeja. Kuten esimerkiksi Chilen VLT-kompleksin neljä kahdeksanmetristä teleskooppia tai Havaijilla sijaitseva 3,6 metrin CFHT-teleskooppi. Nämä eivät ole vain erittäin suuria teleskooppeja - ne voivat myös kuvata suuren alueen taivaasta yhdellä kuvalla, jopa yhden neliöasteen (toisin kuin esimerkiksi erittäin tehokas Hubble-teleskooppi, jonka yksi kehys peittää neliön, jossa on puoli vain 2,5 kaariminuuttia). Tähän mennessä on jo julkaistu useita tutkimuksia, joiden pinta-ala on hieman yli 10 prosenttia taivaasta ja jotka ovat antaneet tarpeeksi tietoa heikosti linssoitujen galaksien etsimiseen.

Aineen levinneisyyskartta, rekonstruoitu heikon painovoiman vaikutusten laskelmien jälkeen; valkoiset pisteet edustavat galakseja tai galaksijoukkoja

On sanottava, että menetelmässä gravitaatiolinssien etsimiseksi galaksien suunnan perusteella on useita oletuksia. Esimerkiksi, että universumin galaksit ovat mielivaltaisesti suunnattuja, mikä ei välttämättä pidä paikkaansa - 1970-luvulta lähtien astrofyysikot ovat kiistelleet siitä, pitäisikö klusteilla olla jonkinlainen järjestetty suuntaus vai ei. Viimeaikaiset tutkimukset osoittavat, että todennäköisimmin eivät - edes lähimmät ja massiivisimmat galaksijoukot ovat satunnaisesti suuntautuneita, mutta tätä kysymystä ei ole lopullisesti suljettu. Joskus fysiikka on kuitenkin tiedemiesten puolella - gravitaatiolinssit ovat akromaattisia, eli toisin kuin tavalliset linssit, ne ohjaavat kaikkien värien valoa täsmälleen samalla tavalla, eikä meidän tarvitse arvailla: galaksi näyttää punaiselta, koska se on itse asiassa punainen vai vain siksi, että kaikki muut värit lensivät planeettamme ohi?

Kuva heikon gravitaatiolinssin vaikutuksista. Vasemmalla näkyvät näkyvimmät vaikutukset - pidentymisen esiintyminen. Keskellä ja oikealla - toisen ja kolmannen kertaluvun parametrien vaikutus - lähdekeskuksen siirtymä ja kolmion muodonmuutos

Matthias Bartelmann et ai. 2016

Onko tälle monimutkaiselle menetelmälle käytännön sovellusta? On olemassa, ja enemmän kuin yksi asia - heikko gravitaatiolinssi auttaa meitä tutkimaan pimeän aineen jakautumista sekä maailmankaikkeuden laajamittaista rakennetta. Galaksien venymä jollakin akselilla voi ennustaa melko tarkasti linssin massan ja sen pitoisuuden avaruudessa. Vertaamalla saatua teoreettista massaa näkyvien galaksien massaan, jonka voimme luotettavasti määrittää optisten ja infrapunateleskooppien tiedoista, on mahdollista mitata pimeän aineen massa ja sen jakautuminen galaksina tai galaksiklusterina toimivassa galaksissa. linssi. Tiedämme esimerkiksi jo, että yksittäisten galaksien ympärillä oleva pimeän aineen halo (eli pilvi) on jotenkin litteämpi kuin aiemmin luulimme. Toinen linssisovelluksen sovellus voisi olla uusien galaksijoukkojen löytäminen – edelleen käydään keskustelua siitä, voiko useilla galaksilla ylipäätään olla yksi pimeän aineen halo, mutta näyttää siltä, ​​että joissain tapauksissa näin todellakin on. Ja sitten tämä halo toimii linssinä ja osoittaa, että nämä galaksit eivät ole vain vierekkäin, vaan ovat osa klusteria, toisin sanoen gravitaatiosidonnaista järjestelmää, jossa kunkin niiden liike määräytyy galaksien vaikutuksesta. kaikki klusterin jäsenet.

Galaksit ovat erittäin hyviä, mutta voidaanko gravitaatiolinssien avulla katsoa vielä pidemmälle - menneisyyteen, jolloin galakseja ja tähtiä ei vielä ollut? Osoittautuu, että voit. CMB-säteilyä - sähkömagneettista säteilyä, joka ilmestyi universumissa vain 400 000 vuotta alkuräjähdyksen jälkeen - on ollut läsnä jokaisessa avaruuden kuutiosenttimetrissä viimeisen 13,6 miljardin vuoden ajan. Koko tämän ajan se leviää eri suuntiin ja kantaa mukanaan varhaisen universumin "jäljen". Yksi astrofysiikan avainalueista viime vuosikymmeninä on ollut kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn tutkiminen, jotta siitä löydettäisiin epähomogeenisuuksia, jotka voisivat selittää, kuinka tällainen epähomogeeninen ja epäjärjestynyt rakenne voi ilmaantua niin symmetrisestä ja anisotrooppisesta (teoriassa) ikiaikaisesta universumista. , jossa yhdessä paikassa tuhansien galaksien joukko ja toisessa - tyhjyys useiden kuutiomegaparsekien verran.

Satelliitit RELIKT-1, COBE, WMAP, Planck mittasivat CMB:n homogeenisuuden kasvavalla tarkkuudella. Nyt näemme sen niin yksityiskohtaisesti, että on tärkeää "puhdistaa" se erilaisista äänistä, joita aiheuttavat lähteet, jotka eivät liity aineen alkuperäiseen jakautumiseen universumissa - esimerkiksi Sunyaev-Zeldovich-ilmiön tai erittäin heikon vaikutuksen vuoksi. gravitaatiolinssi. Näin on silloin, kun se tallennetaan, jotta se voidaan sitten poistaa mahdollisimman tarkasti kosmisesta mikroaaltotaustasäteilystä ja jatkaa pohdintaa, sopiiko sen jakautuminen taivaalle vakiokosmologiseen malliin. Lisäksi tarkimmatkaan kuvat CMB:stä eivät voi kertoa kaikkea universumista - se on kuin ongelma, jossa meillä on vain yksi yhtälö, jossa on useita tuntemattomia (esim. baryonisen aineen tiheys ja pimeyden spektritiheys asia). Heikko gravitaatiolinssi, vaikka se ei nyt antaisikaan niin tarkkoja tuloksia (ja joskus se ei sovi hyvin muiden tutkimusten tietojen kanssa - katso alla oleva kuva), mutta tämä on toinen itsenäinen yhtälö, joka auttaa määrittämään kunkin panoksen tuntematon universumin yleiskaavassa.

taitekerroin

Kokemus vuodelta 1919 valonsäteiden taipumisen havainnoinnista Auringon gravitaatiokentässä. Gravitaatiolinssit

Newtonin gravitaatioteorian mukaan kaikkien materiaalien hiukkasten tulee vetää puoleensa aurinkoa. Toisaalta klassisen fysiikan näkökulmasta valo on Aalto, eikä hiukkanen - siksi yhtälöt valoaallon etenemiselle gravitaatiokentässä eivät eroa yhtälöistä sen puuttuessa. Tämän seurauksena klassisen fysiikan valonsäteet eivät taipu Auringon gravitaatiokentässä. Tarkasteltaessa tähtiä lähellä aurinkokiekkoa diffraktiovaikutukset voidaan jättää huomiotta, koska ensimmäisen Fresnel-vyöhykkeen säde (katso Arago–Poisson-diffraktiokoke) on

missä on valon aallonpituus, on etäisyys maasta aurinkoon, on auringon säde.

Huomaa, että valoaallon etenemisen yhtälöt ovat relativistinen, joten säteiden taipuman puuttuminen Newtonin gravitaatiokentässä ei johdu ei-relativistisen laitteen soveltamisesta liikkeelle valonnopeudella. Todellakin, jos ajatellaan relativistinen hiukkanen kun massa on samassa gravitaatiokentässä, niin meillä on erikoissuhteellisuusteorian mukaan liikeyhtälöt:

nuo. painovoima yleisesti ottaen taivuttaa liikkeen rataa. Testipartikkelin massaa pienennetään, ja sitten ultrarelativistiseen rajaan saadaan:

missä on yksikkövektori nopeuden suunnassa. Valon , ja saammepoissa kaarevuus lentoradan!

Tällainen mielenkiintoinen tulos johtaa johdonmukaiseen valonsäteiden taipuman ongelman pohtimiseen kehyksessä erityistä suhteellisuusteoria. Jos haluamme esittää Newtonin painovoimateorian yleistyksen, joka ei riko ekvivalenssiperiaatetta, meidän on valittava toinen kahdesta vaihtoehdosta:

1. Valoaallot eivätkä ultrarelativistiset hiukkaset eivät käännä polkuaan gravitaatiokentässä (esimerkki on erikoissuhteellisuusteoria);
2. Ultrarelativistiset hiukkaset poikkeuttavat gravitaatiokentän - mutta jälkimmäinen myös poikkeuttaa aaltoja. Aallonpoikkeaman esiintymisen pitäisi tarkoittaa, että gravitaatiokenttä luo tehokkaan taitekertoimen tyhjiössä, jonka epähomogeenisuuden vuoksi säteet taipuvat.

Erityisesti, jos vain lisäämme kertoimen Newtonin gravitaatiovoimaan, ultrarelativistiset hiukkaset alkavat poiketa, kun ne lentävät lähellä aurinkoa - Maxwellin yhtälöiden kuvaama valo kuitenkin jatkaa matkaansa suorassa linjassa. Toisaalta tämä rikkoo de Broglien hypoteesia - valon, jota pidetään hiukkasena ja aaltona, on edettävä eri reittiä pitkin. Toisaalta valonsäteen ja lähes valonnopeuteen kiihdytetyn elektronin liikeratojen erolla voidaan erottaa painovoiman vaikutus inertiavoimien vaikutuksesta - ts. vastaavuusperiaatetta rikotaan.

Einsteinin yleinen suhteellisuusteoria käyttää toista kahdesta polusta: valo itse asiassa taipuu gravitaatiokentässä riippumatta siitä, käytetäänkö aallon vai hiukkasen kuvausta. Tämä tulos saavutetaan automaattisesti, koska Einsteinin teoria - metrinen painovoimateoria. Toisin sanoen painovoima nähdään aika-avaruuden kaarevuutena, ja itse kaarevuus määräytyy asettamalla sen äärettömän läheisten pisteiden väliset etäisyydet:

Materiaalipisteet (mukaan lukien massattomat fotonit) kaarevassa aika-avaruudessa liikkuvat pienimmän pituisia lentoratoja pitkin - geodetiikkaa. Voidaan myös osoittaa, että aaltopaketit liikkuvat myös niitä pitkin - näin aalto-hiukkas-kaksoisisuus ei tuhoudu. Itse kaarevuus on verrannollinen geodeettisista segmenteistä rakennetun pienen kolmion kulmien summan eroon 180 astetta alkaen. Alla on viipaleita kaksiulotteisista avaruudesta, joissa on vakiokaarevuus: Lobatševsky-avaruus (hyperboloidi, negatiivinen kaarevuus) ja Riemannin avaruus (pallo, positiivinen kaarevuus).

Esimerkkejä Lobatševsky-avaruudesta ovat satula hevosen selässä sekä pelimerkit Pringles(Katso alempaa).

Jo ensimmäiset tähtitieteilijät pystyivät tarvittaessa tarkistamaan säteiden taipumisen Auringon gravitaatiokentässä. Koska kilpailu eri painovoimateorioiden (Newtonin, Einsteinin, Nordströmin teorian jne.) välillä kiristyi vasta 1900-luvun alussa, ensimmäiset havainnot tästä vaikutuksesta ovat peräisin vasta vuodelta 1919. Tämä päivämäärä johtuu myös kokeellisista ja historiallisista olosuhteista. Ensinnäkin on realistista tarkkailla tähtiä lähellä aurinkolevyä (eli päivällä!) vain täydellisen auringonpimennyksen aikana. Toiseksi, ensimmäisen maailmansodan puhkeaminen keskeytti kaiken tutkimuksen.

On mielenkiintoista huomata, että jopa Henry Cavendish ennusti nykyfysiikkaan perustuen säteiden taipumista lähellä aurinkoa. Vuonna 1801 tämän vaikutuksen suuruuden laski Johann von Soldner (1776–1833). Tämä ei ole yllättävää - loppujen lopuksi ei-relativistisessa mekaniikassa säteiden täytyy poiketa, kuten kaikkien muiden kappaleiden. Albert Einstein suoritti kuitenkin saman laskelman jo erityissuhteellisuusteorian luomisen jälkeen saaden nollasta poikkeavan tuloksen (1907). Vasta vuonna 1915, analysoituaan perusteellisesti ekvivalenssiperiaatteen seurauksia, mikä johti hänet yleisen suhteellisuusteorian muotoiluun, Einstein laski säteiden taipuman uudelleen - ja se osoittautui kahdesti noin iso. Joten meillä on seuraavat ennusteet eri teorioiden taipumakulmasta:

Siten Einsteinin yleisessä suhteellisuusteoriassa säteiden taipumakulma on kaksi kertaa ei-relativistinen arvo. Tämä vaikutus johtaa tähtien näennäisten paikkojen muutokseen lähellä aurinkokiekkoa pimennyksen aikana. Alla oleva kuva on tähtivalo B tarkkailija A näyttää tulevan kohdasta B` , erotettu B kulmaetäisyyttä kohti taivaanpallolla.

Juuri tätä vaikutusta Arthur Stanley Eddington (1882–1944) tutki vuoden 1919 pimennyksen aikana: taivaasta auringonpimennyksen aikana otettuja valokuvia verrattiin yöllä kuusi kuukautta aiemmin otettuihin valokuviin (siiloin Maa oli kohti taivaanpalloa täsmälleen Samalla tavalla). Havainnot tehtiin itsenäisesti eri kohdista maapallolla, joissa havaittiin täydellinen auringonpimennys. Kokeiden tulokset osuivat yhteen Einsteinin ennusteiden kanssa 25 prosentin sisällä. Myös lisäkokeet vahvistivat tämän tuloksen.

Nyt säteiden poikkeamisen vaikutus gravitaatiokentässä on tullut varsin tutuksi tähtitiedossa: massiiviset galaksijoukot luovat ympärilleen gravitaatiokentän, joka toimii kerääjänä. gravitaatiolinssi. Samanaikaisesti tämä linssi ei ole mitenkään ohut, joten joukon takana olevien galaksien kuvat ovat vääristyneitä. Linssoinnin jälkeen voi muodostua yksi valonlähde einsteinin ympyrä(kuva 1), samoin kuin useita kopioita samasta kuvasta, esim. einsteinin risti(Kuva 2). Lopuksi kuva fig. Kuva 3 näyttää animaatiossa Einsteinin ympyröiden rakenteen mustan aukon lähellä.

Mikä tahansa teoria on pätevä, jos sen seuraukset on vahvistettu kokemuksella. Näin oli monien tunnettujen teorioiden kohdalla, mukaan lukien Einsteinin GR-teoria. Se oli oikea-aikainen ja tarpeellinen vaihe fysiikassa, ja sen vahvistivat lukuisat kokeet. Sen olennainen elementti oli painovoiman esittäminen avaruuden kaarevuutena, jota voidaan kuvata eri mittareilla (avaruuden geometria). Tähtien avaruuden kaarevuuden mukaan galaksit ohjaavat valonsäteitä painovoiman vaikutuksesta. Tähtitieteelliset havainnot ovat loistavasti vahvistaneet tämän geometrisen käsitteen. Yleisen suhteellisuusteorian keinotekoisuus on edelleen epäilyksiä ja tyytymättömyyttä joidenkin fyysikkojen keskuudessa. On tarpeen löytää fyysinen perustelu havaituille ilmiöille ja painovoiman luonteelle yleensä. Kirjoittaja esitti hypoteesin painovoiman luonteesta. Se perustuu tyhjiörakenteen sähkökomponentin tutkimukseen ja sitä on täydennetty edelleen magneettisella jatkumokomponentilla. Tässä muodossa fyysinen tyhjiö on väline sähkömagneettisten aaltojen (EMW) leviämiseen; aineen syntymä, kun siihen tuodaan tarvittava energia; väliaine elektronien "sallittujen kiertoratojen" muodostumiseen atomeissa, hiukkasten aaltoominaisuuksille jne.

Valon nopeus ei ole vakio avaruudessa. Tämä on tärkein ero A. Einsteinin teorioiden tyhjiöteorian välillä. Tähtitieteellisten havaintojen ja tyhjiön rakenteen teorian perusteella ehdotetaan seuraavaa kaavaa valonnopeuden riippuvuudelle painovoiman kiihtyvyydestä:

(1)

α –1 = 137,0359895 on säteilyn hienorakennevakion käänteisluku;

r= 1,39876 10 –15 m on tyhjiörakenteen sähkökomponentin dipolietäisyys;

g[m/s 2 ] – painovoiman paikallinen kiihtyvyys;

Eσ = 0,77440463 [ a –1 m 3 c–3] on tyhjön ominaissähköpolarisaatio;

S= 6,25450914 10 43 [ a· s· m–4] on tyhjön deformaatiopolarisaatio.

Kun tiedetään Maan olosuhteissa mitatun valon nopeudeksi 2,99792458(000000) 10 8 m/s, määritetään nopeus kaavalla (1) avoimessa avaruudessa kanssa 0 = 2,997924580114694 10 8 m/s. Se eroaa vähän maan valonnopeudesta ja määritetään 9 desimaalin tarkkuudella. Maan valonnopeuden tarkentuessa avoimen avaruuden ilmoitettu arvo muuttuu. Fresnelin ja Huygensin valon aaltoteoriasta tiedetään, että taitekerroin siirtyessä väliaineesta, jonka nopeus on kanssa 0 keskiviikkoon nopeudella c e on yhtä suuri

Meidän tapauksessamme säteen tulokulma Auringon pinnan normaaliin on yhtä suuri i 0 = 90°. Auringon valon taipuman määrän arvioimiseksi voidaan antaa kaksi mallia valon etenemisestä.

1. Malli valon taittumisesta siirtyessä "tyhjästä" puoliavaruudesta puoliavaruuteen, jossa auringon painovoiman kiihtyvyys on 273,4 m/s 2 . Luonnollisesti tämä yksinkertaisin malli antaa tarkoituksella väärän tuloksen, nimittäin: pienennetyn taitekertoimen mukaan kulma määritetään

13,53" (kaarisekuntia).

2. Tarkempi malli on laskettava differentiaali-integraalimenetelmällä, joka perustuu säteen etenemisfunktioon lain mukaisen lisääntymisen ja pienenemisen alalla 1/ R 2 Auringon gravitaatiopotentiaali. Apua tuli täysin odottamattomalta taholta – seismologialta. Seismologiassa on ratkaistu ongelma, joka koskee kimmoisten aaltojen säteen kulkua maan pinnalla lähteestä (maanjäristys, maanalainen atomiräjähdys) ja sen poistumiskulma maan vastakkaiselle puolelle. Poistumiskulma on haluttu analogia Auringon säteen taipumiselle lähteestä joko pallolla, joka sisältää Maan kiertoradan, tai suurella etäisyydellä Auringosta. Seismologiassa on yksinkertainen kaava seismisen aallon ulostulokulman määrittämiseksi vakiosädeparametrin kautta

p = [R 0 / V(R)] cos( i) = konst, missä:

R 0 on maan säde; V(R) on elastisen aallon nopeuden funktio etäisyyden funktiona (säde Maan keskustasta); i- poistumiskulma.

Muunnetaan seismologinen kaava kosmisille etäisyyksille ja valon nopeudelle:

neiti on auringon massa. R on sen pallon, jonka keskellä aurinko sijaitsee, muuttuva säde, jonka määrää pitkin säde valonlähteeseen, joka kulkee lähellä aurinkoa; 2,062648 10 5 on kulman radiaanien muunnos sekunteiksi.

Herää kysymys vakiosta tässä kaavassa. Se voidaan ratkaista tieteen hyvin tuntemien maailman perusvakioiden perusteella. Taipumakulman kokeellinen arvo on 1,75".

Tämän arvon perusteella päätämme sen

konst = Δ t konst (MxR 2 aurinko / M aurinko R x 2) / (π 137,0359) 2 .

Luku π ja hienorakennevakion käänteisluku ovat nykymaailmamme perusvakiot. Numero Δ t konst = 1[s] tarvitaan mittasuhteen syöttämiseen. Suhde ( MxR 2 aurinko / M aurinko R x 2) - otettu käyttöön kaikille mahdollisille universumin massoille ja niiden kokoille, kuten tähtitiedessä on tapana: tuoda kaikki massat ja koot aurinkoparametreihin.

Kuvassa Kuva 1 esittää auringon valonsäteen taipumakulman riippuvuuden riippuen etäisyydestä sen lähteeseen.

Riisi. yksi. Auringon valonsäteen poikkeutuskulman riippuvuus etäisyydestä lähteeseen pitkin aurinkoa lähellä kulkevaa polkua

Saimme täysin samaa mieltä tarkan kokeellisen datan kanssa. On kummallista, että kun lähde liikkuu Maan lentorataa vastaavan pallon sisällä, auringon säteen taipumakulma pienenee kuvan kaavion mukaan. Tämän teorian ennusteen voidaan katsoa johtuvan siitä, että Auringon pinnalla tai sen lähellä olevasta lähteestä tuleva valonsäde poikkeaa vain 1,25 ".

Schwarzschildin ratkaisu:

Tässä Rg = 2MG / c 2 - Schwarzschildin säde tai gravitaatiosäde.

Palkin taipuma i = 4MG / c 2 R= 1,746085", missä R on törmäysetäisyys, joka meidän tapauksessamme on yhtä suuri kuin Auringon säde.

Kaava (1) antaa: i= 1,746054". Ero on vain viidennessä numerossa.

1. Saadut tulokset osoittavat ainakin ehdotetun konseptin johdonmukaisuuden. Niin kutsuttujen "gravitaatiolinssien" muodostuminen avaruudessa selittyy myös valonnopeuden riippuvuudella painovoimasta.
2. Yleisessä suhteellisuusteoriassa ja tyhjiöteoriassa on identtiset kokeelliset vahvistukset.
3. Yleinen suhteellisuusteoria on pikemminkin geometrinen teoria, jota täydentää Newtonin painovoimalaki.
4. Tyhjiöteoria perustuu vain fysikaalisiin suhteisiin, mikä mahdollisti painovoiman havaitsemisen tyhjiön polarisaation muodossa massojen läsnä ollessa, joita tyhjiörakenne vetää puoleensa Faradayn induktiolakien mukaisesti.
5. Yleinen suhteellisuusteoria on uupunut fysiikan kehityksessä, tyhjiöteoria on avannut mahdollisuuden tutkia tyhjiötä luonnonympäristönä ja avaa tietä tyhjiön ominaisuuksiin liittyvän fysiikan ja tekniikan kehitykselle.

Lopuksi esitän syvän kiitokseni astrofyysikolle P.A. Tarakanov erittäin hyödyllisestä huomautuksesta koskien muuttuvaa massaa poikkeutussäteen kaavassa, jossa Auringon massa voidaan korvata millä tahansa muulla tieteen tuntemalla massalla.

Kirjallisuus

1. Rykov A.V. Täysi mittakaavan fysiikan alku // OIPH RAS, 2001, s. 54.
2. Savarinsky E.F., Kirnos D.P. Seismologian ja seismometrian elementit // Gos. tech.-teoria. Julkaistu, M.: 1955, s. 543.
3. Clifford M. Will. Yleisen suhteellisuusteorian ja kokeen vastakkainasettelu // Physical Reviewerin preprint (arXiv: gr-qc/ 0103036 v1 12. maaliskuuta 2001).