Hari ini kami akan memberi tahu Anda tentang lensa gravitasi lemah. Alasan untuk ini adalah Profesor Matthias Bartelmann dari Universitas Fisika Teoritis Heidelberg, yang ia tulis khusus untuk proyek pendidikan Scholarpedia.

Pertama, sedikit sejarah: gagasan bahwa benda besar dapat membelokkan cahaya kembali ke Isaac Newton. Pada tahun 1704, ia menulis dalam bukunya "Optik": "... apakah benda mempengaruhi cahaya dari kejauhan dan membelokkan sinarnya dengan pengaruh ini; dan bukankah pengaruh ini semakin kuat, semakin kecil jarak [antara tubuh dan sinar cahaya]? Untuk waktu yang lama, perumusan pertanyaan seperti itu kontroversial, karena fisika Newton hanya bekerja dengan benda-benda yang memiliki massa, dan perdebatan tentang sifat cahaya, sifat-sifat dan keberadaan massa dalam partikelnya berlanjut ke dua lainnya. abad yang baik.

Namun demikian, pada tahun 1804, astronom Jerman Johann von Soldner, dengan asumsi adanya massa dalam foton yang belum ditemukan pada saat itu, mampu menghitung sudut di mana cahaya dari sumber yang jauh akan menyimpang jika "menabrak" pada permukaan Matahari dan mencapai Bumi - sinar harus menyimpang 0,83 detik busur (ini kira-kira seukuran koin sen dari jarak 4 kilometer).

Langkah besar berikutnya dalam studi interaksi cahaya dan gravitasi dibuat oleh Albert Einstein. Karyanya tentang teori relativitas menggantikan teori gravitasi klasik Newton, di mana ada gaya, dengan teori geometris. Dalam hal ini, massa foton tidak lagi penting - cahaya akan dibelokkan hanya karena ruang itu sendiri di dekat objek besar itu melengkung. Sebelum menyelesaikan karyanya tentang relativitas umum, Einstein menghitung sudut defleksi seberkas cahaya yang lewat di dekat Matahari dan mendapatkan ... persis sama 0,83 detik busur dengan von Soldner seratus tahun sebelumnya. Hanya lima tahun kemudian, setelah menyelesaikan pekerjaan pada relativitas umum, Einstein menyadari bahwa perlu untuk memperhitungkan tidak hanya spasial tetapi juga temporal. pada komponen kelengkungan ruang-waktu empat dimensi kita. Ini menggandakan sudut defleksi yang dihitung.

Mari kita coba untuk mendapatkan sudut yang sama. Melewati benda besar, seberkas cahaya dibelokkan karena bergerak lurus, tetapi dalam ruang melengkung. Dari sudut pandang Einstein, ruang dan waktu adalah sama, yang berarti waktu yang dibutuhkan cahaya untuk mencapai kita juga berubah. Oleh karena itu, kecepatan cahaya berubah.

Kecepatan cahaya yang melewati medan gravitasi lensa akan bergantung pada potensial gravitasi lensa dan akan lebih kecil dari kecepatan cahaya dalam ruang hampa.

Ini tidak melanggar hukum apa pun - kecepatan cahaya memang dapat berubah jika cahaya merambat melalui suatu zat. Artinya, menurut Einstein, pembelokan cahaya oleh benda masif setara dengan perjalanannya melalui media transparan tertentu. Tunggu, ini mengingatkan pada indeks bias lensa yang kita semua pelajari di sekolah!

Rasio dua kecepatan cahaya adalah indeks bias yang kita kenal dari sekolah

Sekarang, mengetahui kecepatan cahaya di lensa, Anda bisa mendapatkan sesuatu yang dapat diukur dalam praktik - misalnya, sudut defleksi. Untuk melakukan ini, Anda perlu menerapkan salah satu postulat dasar alam - prinsip Fermat, yang menurutnya seberkas cahaya bergerak sedemikian rupa untuk meminimalkan panjang jalur optik. Menuliskannya dalam bahasa matematika, kita mendapatkan integral:

Sudut defleksi akan sama dengan integral dari gradien potensial gravitasi

Tidak perlu menyelesaikannya (dan itu sangat sulit), hal utama di sini adalah melihat deuce di depan tanda integral. Ini adalah deuce yang sama yang Einstein munculkan ketika memperhitungkan spasial dan temporal tentang komponen dan yang menggandakan sudut defleksi.

Untuk mengambil integral, pendekatan digunakan (yaitu, perhitungan yang disederhanakan dan perkiraan). Untuk kasus khusus ini, lebih mudah menggunakan pendekatan Born, yang berasal dari mekanika kuantum dan dikenal baik oleh Einstein:

Pendekatan Born yang sama untuk perhitungan sudut defleksi yang disederhanakan

Mengganti nilai yang diketahui untuk Matahari ke dalam rumus di atas dan mengubah radian menjadi detik busur, kami mendapatkan jawaban yang diinginkan

Ekspedisi terkenal yang dipimpin oleh Eddington mengamati gerhana matahari tahun 1919 di Afrika, dan bintang-bintang yang berada di dekat piringan matahari selama gerhana menyimpang dengan sudut 0,9 hingga 1,8 detik busur. Ini adalah konfirmasi eksperimental pertama dari teori relativitas umum.

Namun demikian, baik Einstein maupun rekan-rekannya tidak memikirkan penggunaan praktis dari fakta ini. Memang, Matahari terlalu terang, dan penyimpangan hanya terlihat pada bintang-bintang di dekat cakramnya. Ini berarti bahwa efeknya hanya dapat diamati selama gerhana, dan tidak memberikan para astronom data baru apa pun tentang Matahari atau tentang bintang-bintang lainnya. Pada tahun 1936, insinyur Ceko Rudi Mandl mengunjungi seorang ilmuwan di Princeton dan memintanya untuk menghitung sudut defleksi bintang yang cahayanya akan lewat di sebelah bintang lain (yaitu, bintang selain Matahari). Einstein membuat perhitungan yang diperlukan dan bahkan menerbitkan sebuah artikel, tetapi di dalamnya dia mencatat bahwa dia menganggap efek ini dapat diabaikan dan tidak dapat diamati. Namun, ide itu ditangkap oleh astronom Fritz Zwicky, yang saat ini terlibat erat dalam studi galaksi (fakta bahwa ada galaksi lain selain Bima Sakti diketahui delapan tahun sebelumnya). Dia adalah orang pertama yang memahami bahwa tidak hanya sebuah bintang, tetapi juga seluruh galaksi dan bahkan gugusan mereka dapat bertindak sebagai lensa. Massa sebesar itu (miliaran dan triliunan massa matahari) membelokkan cahaya dengan cukup kuat untuk dicatat, dan sayangnya, pada tahun 1979, lima tahun setelah kematian Zwicky, lensa gravitasi pertama ditemukan - sebuah galaksi masif yang membelokkan cahaya dari quasar yang jauh. melewatinya. Sekarang, bertentangan dengan prediksi Einstein, lensa tidak digunakan sama sekali untuk menguji relativitas umum, tetapi untuk sejumlah besar studi objek terbesar di alam semesta.

Ada yang kuat, lemah dan microlensing. Perbedaan keduanya terletak pada letak sumber, pengamat dan lensa, serta pada massa dan bentuk lensa.

Pelensaan gravitasi yang kuat adalah karakteristik sistem di mana sumber cahayanya dekat dengan lensa masif dan kompak. Akibatnya, cahaya, yang menyimpang dari sumbernya pada sisi lensa yang berbeda, membelok di sekitarnya, membelok dan mencapai kita dalam bentuk beberapa gambar dari objek yang sama. Jika sumber, lensa, dan pengamat (yaitu, kita) berada pada sumbu optik yang sama, maka beberapa gambar dapat dilihat pada waktu yang sama. Salib Einstein adalah contoh klasik dari lensa gravitasi yang kuat. Dalam kasus yang lebih umum, lensa sangat mendistorsi bentuk objek, membuatnya terlihat seperti lengkungan.

Contoh pelensaan kuat galaksi jauh (objek putih) oleh galaksi masif yang lebih dekat dengan kita (objek pirus)

Wikimedia Commons

Pelensaan gravitasi yang lemah, yang akan menjadi cerita utama dalam materi kami, tidak mampu membentuk gambar yang jelas atau bahkan lengkungan indah yang cerah - lensa terlalu lemah untuk ini. Namun, gambar itu masih cacat, dan ini memberi para ilmuwan alat yang sangat kuat di tangan mereka: ada beberapa contoh lensa kuat yang kita ketahui, tetapi yang lemah, yang cukup untuk dua galaksi besar atau dua kelompok. pada jarak sudut sekitar satu detik busur, cukup untuk studi statistik galaksi, cluster, materi gelap, radiasi peninggalan dan seluruh sejarah alam semesta dari Big Bang.

Dan akhirnya, pelensaan mikro gravitasi adalah peningkatan sementara dalam kecerahan sumber oleh lensa yang berada pada sumbu optik antara itu dan kita. Biasanya lensa ini tidak cukup besar untuk membentuk gambar yang tajam atau bahkan lengkungan. Namun, itu masih memfokuskan sebagian cahaya yang seharusnya tidak mencapai kita, dan ini membuat objek yang jauh lebih terang. Metode ini digunakan untuk mencari (atau lebih tepatnya - deteksi acak) dari planet ekstrasurya.

Ingatlah bahwa dalam ulasan ini, mengikuti artikel Profesor Bartelmann, kami membatasi diri pada diskusi tentang lensa lemah nominal. Sangat penting bahwa pelensaan lemah, berbeda dengan pelensaan kuat, tidak dapat membuat lengkungan atau beberapa gambar dari sumber yang sama. Itu bahkan tidak dapat meningkatkan kecerahan secara signifikan. Yang bisa dilakukannya hanyalah sedikit mengubah bentuk galaksi yang jauh. Sekilas, ini tampak sepele - apakah ada banyak efek di ruang angkasa yang mendistorsi objek? Debu menyerap cahaya, perluasan Semesta menggeser semua panjang gelombang, cahaya, mencapai Bumi, tersebar di atmosfer, dan kemudian masih melewati optik teleskop yang tidak sempurna - di mana kita dapat melihat bahwa galaksi menjadi sedikit lebih memanjang ( mengingat kita tidak tahu apa itu awalnya? Namun, di sini statistik datang untuk menyelamatkan - jika galaksi memiliki arah pemanjangan yang disukai di area kecil langit, maka mungkin kita melihatnya melalui lensa yang lemah. Terlepas dari kenyataan bahwa teleskop modern dapat melihat sekitar 40 galaksi dalam bujur sangkar dengan sisi satu menit busur (ini adalah ukuran ISS seperti yang kita lihat dari Bumi), distorsi yang ditimbulkan oleh lensa ke dalam bentuk galaksi sangat kecil ( tidak melebihi beberapa persen), bahwa kita membutuhkan teleskop yang sangat besar dan sangat kuat. Seperti, misalnya, empat teleskop delapan meter dari kompleks VLT di Chili, atau teleskop CFHT 3,6 meter yang terletak di Hawaii. Ini bukan hanya teleskop yang sangat besar - mereka juga dapat memotret area langit yang luas dalam satu bidikan, hingga satu derajat persegi (tidak seperti, misalnya, teleskop Hubble yang sangat kuat, satu bingkai yang menutupi persegi dengan sisi hanya 2,5 menit busur). Sampai saat ini, beberapa survei dengan luas lebih dari 10 persen dari langit telah diterbitkan, yang telah memberikan cukup data untuk mencari galaksi berlensa lemah.

Peta distribusi materi, direkonstruksi setelah perhitungan efek gravilisasi lemah; titik putih mewakili galaksi atau kelompok galaksi

Harus dikatakan bahwa metode pencarian lensa gravitasi dengan orientasi galaksi memiliki beberapa asumsi. Misalnya, bahwa galaksi di alam semesta berorientasi secara acak, yang belum tentu demikian - sejak tahun 1970-an, astrofisikawan telah berdebat tentang apakah gugus harus memiliki semacam orientasi yang teratur atau tidak. Studi terbaru menunjukkan bahwa kemungkinan besar tidak - bahkan dalam kelompok galaksi terdekat dan paling masif berorientasi secara acak, tetapi pertanyaan ini akhirnya belum ditutup. Namun, terkadang fisika berpihak pada ilmuwan - lensa gravitasi bersifat akromatik, yaitu, tidak seperti lensa biasa, lensa ini membelokkan cahaya dari semua warna dengan cara yang persis sama dan kita tidak perlu menebak: galaksi terlihat merah karena sebenarnya merah, atau hanya karena semua warna lain terbang melewati planet kita?

Ilustrasi efek pelensaan gravitasi lemah. Di sebelah kiri, efek yang paling terlihat ditampilkan - penampilan pemanjangan. Di tengah dan di kanan - pengaruh parameter orde kedua dan ketiga - perpindahan pusat sumber dan deformasi segitiga

Matthias Bartelmann dkk. 2016

Apakah ada aplikasi praktis untuk metode kompleks ini? Ada, dan lebih dari satu hal - lensa gravitasi yang lemah membantu kita mempelajari distribusi materi gelap, serta struktur alam semesta skala besar. Perpanjangan galaksi di sepanjang beberapa sumbu dapat dengan cukup akurat memprediksi massa lensa dan konsentrasinya di ruang angkasa. Membandingkan massa teoretis yang dihasilkan dengan massa galaksi yang terlihat, yang dapat kita tentukan dengan andal dari data teleskop optik dan inframerah, adalah mungkin untuk mengukur massa materi gelap dan distribusinya di galaksi atau gugusan galaksi yang bertindak sebagai lensa. Misalnya, kita sudah tahu bahwa halo (yaitu, awan) materi gelap di sekitar galaksi individu entah bagaimana lebih datar daripada yang kita duga sebelumnya. Aplikasi lain dari pelensaan bisa jadi adalah penemuan kelompok galaksi baru - masih ada perdebatan apakah beberapa galaksi dapat memiliki satu halo materi gelap sama sekali, tetapi tampaknya dalam beberapa kasus memang demikian. Dan kemudian lingkaran cahaya ini akan berfungsi sebagai lensa dan menunjukkan bahwa galaksi-galaksi ini tidak hanya bersebelahan, tetapi merupakan bagian dari sebuah cluster, yaitu sistem yang terikat secara gravitasi di mana pergerakan masing-masing galaksi ditentukan oleh pengaruh semua anggota klaster.

Galaksi sangat bagus, tetapi apakah mungkin untuk melihat lebih jauh dengan bantuan lensa gravitasi - ke masa lalu, ketika belum ada galaksi dan bintang? Ternyata Anda bisa. Radiasi CMB - radiasi elektromagnetik yang muncul di alam semesta hanya 400.000 tahun setelah Big Bang - telah hadir di setiap sentimeter kubik ruang angkasa selama 13,6 miliar tahun terakhir. Selama ini ia menyebar ke berbagai arah dan membawa "jejak" alam semesta awal. Salah satu bidang utama astrofisika dalam beberapa dekade terakhir adalah studi tentang radiasi latar gelombang mikro kosmik untuk menemukan ketidakhomogenan di dalamnya yang dapat menjelaskan bagaimana struktur yang tidak homogen dan tidak teratur tersebut dapat muncul dari alam semesta primordial yang simetris dan anisotropik (dalam teori) seperti itu. , di mana di satu tempat sekelompok ribuan galaksi , dan di tempat lain - kekosongan untuk banyak megaparsec kubik.

Satelit RELIKT-1, COBE, WMAP, Planck mengukur homogenitas CMB dengan akurasi yang meningkat. Sekarang kita melihatnya dengan sangat rinci sehingga menjadi penting untuk "membersihkannya" dari berbagai suara yang ditimbulkan oleh sumber yang tidak terkait dengan distribusi awal materi di Semesta - misalnya, karena efek Sunyaev-Zeldovich atau yang sangat lemah lensa gravitasi. Ini adalah kasus ketika direkam untuk kemudian dihilangkan seakurat mungkin dari radiasi latar belakang gelombang mikro kosmik dan terus mempertimbangkan apakah distribusinya di langit sesuai dengan model kosmologis standar. Selain itu, bahkan gambar CMB yang paling akurat pun tidak dapat memberi tahu kita segalanya tentang Semesta - ini seperti masalah di mana kita hanya memiliki satu persamaan di mana ada beberapa yang tidak diketahui (misalnya, kerapatan materi barionik dan kerapatan spektral kegelapan). urusan). Pelensaan gravitasi lemah, meskipun tidak memberikan hasil yang akurat sekarang (dan kadang-kadang tidak sesuai dengan data penelitian lain - lihat gambar di bawah), tetapi ini adalah persamaan independen kedua yang akan membantu menentukan kontribusi masing-masing. tidak diketahui rumus umum alam semesta.

Indeks bias

Pengalaman tahun 1919 tentang pengamatan pembelokan sinar cahaya di medan gravitasi Matahari. lensa gravitasi

Semua partikel material, berdasarkan teori gravitasi Newton, harus tertarik ke Matahari. Di sisi lain, dari sudut pandang fisika klasik, cahaya adalah melambai, dan bukan partikel - oleh karena itu, persamaan untuk perambatan gelombang cahaya dalam medan gravitasi tidak berbeda dari persamaan jika tidak ada. Akibatnya, sinar cahaya dalam fisika klasik tidak membengkok dalam medan gravitasi Matahari. Saat mengamati bintang di dekat piringan matahari, efek difraksi dapat diabaikan, karena jari-jari zona Fresnel pertama (lihat percobaan difraksi Arago–Poisson) adalah

dimana panjang gelombang cahaya, adalah jarak bumi ke matahari, adalah radius matahari.

Perhatikan bahwa persamaan untuk perambatan gelombang cahaya adalah: relativistik, sehingga tidak adanya pembelokan sinar dalam medan gravitasi Newton bukanlah hasil dari penerapan peralatan nonrelativistik untuk bergerak dengan kecepatan cahaya. Memang, jika kita mempertimbangkan partikel relativistik dengan massa dalam medan gravitasi yang sama, maka, menurut teori relativitas khusus, kita memiliki persamaan gerak:

itu. gravitasi, secara umum, membengkokkan lintasan gerak. Massa partikel uji berkurang, dan kemudian dalam batas ultrarelativistik kita mendapatkan:

di mana adalah vektor satuan dalam arah kecepatan. Untuk cahaya , dan kita mendapatkan tidak adanya kelengkungan lintasan!

Hasil yang menarik seperti itu mengarah pada pertimbangan yang konsisten tentang masalah pembelokan sinar cahaya dalam kerangka spesial teori relativitas. Jika kita ingin mengajukan generalisasi teori gravitasi Newton yang tidak melanggar prinsip ekivalensi, kita harus memilih salah satu dari dua alternatif:

1. Baik gelombang cahaya maupun partikel ultrarelativistik tidak membelokkan jalurnya dalam medan gravitasi (contohnya adalah relativitas khusus);
2. Partikel ultrarelativistik dibelokkan oleh medan gravitasi - tetapi yang terakhir juga membelokkan gelombang. Adanya pembelokan gelombang harus berarti bahwa medan gravitasi menciptakan indeks bias efektif dalam ruang hampa, karena ketidakhomogenan sinar yang dibelokkan.

Secara khusus, jika kita hanya menambahkan faktor pada gaya gravitasi Newton, partikel ultrarelativistik akan mulai menyimpang saat mereka terbang di dekat Matahari - namun, cahaya yang dijelaskan oleh persamaan Maxwell akan terus bergerak dalam garis lurus. Di satu sisi, ini melanggar hipotesis de Broglie - cahaya, yang dianggap sebagai partikel dan sebagai gelombang, harus merambat di sepanjang lintasan yang berbeda. Di sisi lain, perbedaan lintasan berkas cahaya dan elektron yang dipercepat hampir dengan kecepatan cahaya dapat digunakan untuk membedakan aksi gravitasi dari aksi gaya inersia - dengan kata lain, prinsip kesetaraan dilanggar.

Teori relativitas umum Einstein mengambil jalur kedua dari dua jalur: cahaya benar-benar membelok dalam medan gravitasi, terlepas dari apakah deskripsi gelombang atau partikel digunakan. Hasil ini dicapai secara otomatis, karena teori Einstein - teori gravitasi metrik. Dengan kata lain, gravitasi dianggap sebagai kelengkungan ruang-waktu, dan kelengkungan itu sendiri ditentukan dengan mengatur jarak antara titik-titik yang sangat dekat:

Titik material (termasuk foton tak bermassa) dalam ruang-waktu melengkung bergerak di sepanjang lintasan dengan panjang terkecil - geodesik. Dapat juga ditunjukkan bahwa paket gelombang juga bergerak di sepanjang mereka - dengan demikian, dualitas gelombang-partikel tidak dihancurkan. Kelengkungan itu sendiri sebanding dengan perbedaan antara jumlah sudut segitiga kecil, yang dibangun dari segmen geodesik, dari 180 derajat. Di bawah ini adalah irisan ruang dua dimensi dengan kelengkungan konstan: ruang Lobachevsky (hiperboloid, kelengkungan negatif) dan ruang Riemann (bola, kelengkungan positif).

Contoh ruang Lobachevsky adalah pelana di atas kuda, serta keripik Pringles(Lihat di bawah).

Bahkan para astronom pertama dapat memeriksa adanya pembelokan sinar di medan gravitasi Matahari, jika diperlukan. Karena persaingan antara teori gravitasi yang berbeda (Newtonian, Einsteinian, teori Nordström, dll.) hanya meningkat pada awal abad ke-20, pengamatan pertama dari efek ini baru dimulai pada tahun 1919. Tanggal ini juga karena keadaan eksperimental dan historis. Pertama, adalah realistis untuk mengamati bintang di dekat piringan matahari (yaitu pada siang hari!) hanya selama gerhana matahari total. Kedua, pecahnya Perang Dunia Pertama menghentikan semua penelitian.

Sangat menarik untuk dicatat bahwa bahkan Henry Cavendish, berdasarkan fisika kontemporer, meramalkan pembelokan sinar di dekat Matahari. Pada tahun 1801, besarnya efek ini dihitung oleh Johann von Soldner (1776-1833). Ini tidak mengherankan - lagi pula, dalam mekanika non-relativistik, sinar harus menyimpang, seperti benda lainnya. Namun, Albert Einstein, setelah penciptaan teori relativitas khusus, melakukan perhitungan yang sama, memperoleh hasil yang tidak nol (1907). Hanya pada tahun 1915, setelah analisis mendalam tentang konsekuensi dari prinsip kesetaraan, yang membawanya ke perumusan teori relativitas umum, Einstein menghitung ulang defleksi sinar - dan ternyata menjadi dua kali lipat. tentang besar. Jadi, kami memiliki prediksi sudut defleksi berikut dari berbagai teori:

Jadi, dalam teori relativitas umum Einstein, sudut defleksi sinar adalah dua kali nilai non-relativistik. Efek ini menyebabkan pergeseran posisi bintang di dekat piringan matahari selama gerhana. Gambar di bawah ini adalah cahaya bintang B pengamat A sepertinya datang dari satu titik B` , terpisah dari B per jarak sudut pada bola langit.

Efek inilah yang dipelajari Arthur Stanley Eddington (1882–1944) selama gerhana tahun 1919: foto-foto langit selama gerhana matahari dibandingkan dengan foto-foto yang diambil pada malam hari enam bulan sebelumnya (saat itu Bumi menghadap bola langit persis di cara yang sama). Pengamatan dilakukan secara independen di berbagai titik dunia di mana gerhana matahari total diamati. Hasil eksperimen bertepatan dengan prediksi Einstein dalam 25%. Eksperimen lebih lanjut juga mengkonfirmasi hasil ini.

Sekarang efek pembelokan sinar dalam medan gravitasi telah menjadi cukup akrab dalam astronomi: kelompok besar galaksi menciptakan medan gravitasi di sekitar mereka, yang bertindak sebagai pengumpul. lensa gravitasi. Pada saat yang sama, lensa ini sama sekali tidak tipis, sehingga gambar galaksi di belakang gugus terdistorsi. Satu sumber cahaya dapat terbentuk setelah pelensaan lingkaran einstein(Gbr. 1), serta beberapa salinan dari gambar yang sama, misalnya, salib einstein(Gbr. 2). Akhirnya, gambar. 3 menunjukkan dalam animasi struktur lingkaran Einstein di dekat lubang hitam.

Setiap teori valid jika konsekuensinya dikonfirmasi oleh pengalaman. Ini adalah kasus dengan banyak teori terkenal, termasuk teori GR Einstein. Itu adalah tahap yang tepat waktu dan perlu dalam fisika dan dikonfirmasi oleh banyak percobaan. Elemen esensialnya adalah representasi gravitasi sebagai kelengkungan ruang, yang dapat dijelaskan dengan berbagai metrik (geometri ruang). Menurut kelengkungan ruang oleh bintang, galaksi membelokkan sinar cahaya oleh gravitasi. Pengamatan astronomis dengan cemerlang mengkonfirmasi konsep geometris ini. Kepalsuan relativitas umum masih diragukan dan ketidakpuasan di antara beberapa fisikawan. Penting untuk menemukan pembenaran fisik untuk fenomena yang diamati dan sifat gravitasi secara umum. Penulis mengajukan hipotesis tentang sifat gravitasi. Ini didasarkan pada studi komponen listrik dari struktur vakum dan selanjutnya dilengkapi dengan komponen kontinum magnetik. Dalam bentuk ini, vakum fisik adalah media untuk perambatan gelombang elektromagnetik (EMW); kelahiran suatu zat ketika energi yang diperlukan dimasukkan ke dalamnya; media untuk pembentukan "orbit yang diizinkan" elektron dalam atom, sifat gelombang partikel, dll.

Kecepatan cahaya tidak konstan di luar angkasa. Inilah perbedaan utama antara teori vakum dengan teori A. Einstein. Berdasarkan pengamatan astronomi dan teori struktur ruang hampa, rumus berikut diusulkan untuk ketergantungan kecepatan cahaya pada percepatan gravitasi:

(1)

-1 = 137.0359895 adalah kebalikan dari konstanta struktur halus radiasi;

r= 1,39876 10 –15 m adalah jarak dipol komponen listrik struktur vakum;

g[m/s 2 ] – percepatan gravitasi lokal;

Eσ = 0,77440463 [ sebuah –1 m 3 c–3] adalah polarisasi listrik spesifik ruang hampa;

S= 6.25450914 10 43 [ sebuah· s· m–4] adalah polarisasi deformasi vakum.

Mengetahui kecepatan cahaya yang diukur di bawah kondisi Bumi sebagai 2.99792458(000000) 10 8 m/s, kita menentukan kecepatan dengan rumus (1) di ruang terbuka dengan 0 = 2.997924580114694 10 8 m/s. Ini sedikit berbeda dari kecepatan cahaya bumi dan ditentukan dengan akurasi 9 tempat desimal. Dengan penyempurnaan lebih lanjut dari kecepatan cahaya terestrial, nilai yang ditentukan untuk ruang terbuka akan berubah. Dari teori gelombang cahaya oleh Fresnel dan Huygens diketahui bahwa indeks bias pada transisi dari medium dengan kecepatan dengan 0 hingga Rabu dengan kecepatan c e sama dengan

Dalam kasus kami, sudut datang berkas ke normal permukaan Matahari sama dengan saya 0 = 90 °. Untuk memperkirakan besarnya pembelokan cahaya oleh Matahari, dapat diberikan dua model perambatan cahaya.

1. Model pembiasan cahaya selama transisi dari ruang setengah "kosong" ke ruang setengah dengan percepatan gravitasi matahari 273,4 m/s 2 . Secara alami, model paling sederhana ini akan memberikan hasil yang salah, yaitu: menurut indeks bias yang dikurangi, sudut ditentukan sebagai

13,53" (detik busur).

2. Model yang lebih akurat harus dihitung dengan metode integral-diferensial, berdasarkan fungsi rambat balok, di bidang naik dan turun sesuai dengan hukum 1/ R 2 potensial gravitasi Matahari. Bantuan datang dari kuartal yang sama sekali tidak terduga – dari seismologi. Dalam seismologi, masalah menentukan arah berkas gelombang elastis di Bumi dari sumber (gempa bumi, ledakan atom bawah tanah) di permukaan dan sudut keluarnya ke sisi berlawanan dari Bumi telah diselesaikan. Sudut keluar akan menjadi analogi yang diinginkan dari defleksi sinar matahari dari sumbernya baik pada bola yang mencakup orbit Bumi, atau pada jarak yang sangat jauh dari Matahari. Dalam seismologi, ada rumus sederhana untuk menentukan sudut keluar gelombang seismik melalui parameter balok konstan

p = [R 0 / V(R)] karena( saya) = konstan, di mana:

R 0 adalah jari-jari Bumi; V(R) adalah fungsi kecepatan gelombang elastis sebagai fungsi jarak (jari-jari dari pusat bumi); saya- sudut keluar.

Mari kita ubah rumus seismologi untuk jarak kosmik dan kecepatan cahaya:

MS adalah massa matahari. R adalah jari-jari variabel bola di pusat tempat Matahari berada, ditentukan oleh sepanjang sinar ke sumber cahaya yang lewat di dekat Matahari; 2.062648 10 5 adalah konversi radian sudut ke detik.

Muncul pertanyaan tentang konstanta dalam rumus ini. Ini dapat diselesaikan berdasarkan konstanta fundamental dunia yang dikenal sains. Nilai percobaan sudut defleksi adalah 1,75".

Berdasarkan nilai ini, kami menentukan bahwa

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

Bilangan dan kebalikan dari konstanta struktur halus adalah konstanta fundamental dunia modern kita. Nomor t konstan = 1[s] diperlukan untuk memasuki dimensi. Rasio ( MxR 2 matahari / M matahari R x 2) - diperkenalkan untuk semua massa yang mungkin di Semesta dan ukurannya, seperti biasa dalam astronomi: untuk membawa semua massa dan ukuran ke parameter matahari.

pada gambar. Gambar 1 menunjukkan ketergantungan sudut pembelokan berkas cahaya oleh Matahari tergantung pada jarak ke sumbernya.

Beras. satu. Ketergantungan sudut pembelokan berkas cahaya oleh Matahari pada jarak ke sumber di sepanjang lintasan yang lewat di dekat Matahari

Kami mendapat persetujuan penuh dengan data eksperimen yang tepat. Sangat mengherankan bahwa ketika sumber bergerak di dalam bola yang sesuai dengan lintasan Bumi, sudut defleksi sinar matahari berkurang sesuai dengan grafik gambar. Prediksi teori ini dapat dikaitkan dengan fakta bahwa seberkas cahaya dari sumber di permukaan Matahari atau di dekatnya akan menyimpang hanya 1,25 ".

Solusi Schwarzschild:

Di Sini Rg = 2MG / c 2 - Jari-jari Schwarzschild atau jari-jari gravitasi.

Defleksi balok saya = 4MG / c 2 R= 1,746085", di mana R adalah jarak tumbukan, yang dalam kasus kami sama dengan jari-jari Matahari.

Rumus (1) memberikan: saya= 1.746054". Selisihnya hanya pada angka ke-5.

1. Hasil yang diperoleh menunjukkan setidaknya konsistensi dari konsep yang diusulkan. Pembentukan apa yang disebut "lensa gravitasi" di ruang angkasa juga dijelaskan oleh ketergantungan kecepatan cahaya pada gravitasi.
2. Dalam relativitas umum dan dalam teori vakum ada konfirmasi eksperimental yang identik.
3. Relativitas umum lebih merupakan teori geometris yang dilengkapi dengan hukum gravitasi Newton.
4. Teori vakum hanya didasarkan pada hubungan fisik, yang memungkinkan untuk menemukan gravitasi dalam bentuk polarisasi vakum dengan adanya massa yang ditarik oleh struktur vakum menurut hukum induksi Faraday.
5. Relativitas umum telah kehabisan tenaga dalam perkembangan fisika, teori vakum telah membuka kemungkinan mempelajari vakum sebagai lingkungan alam dan membuka jalan bagi kemajuan fisika dan teknologi yang berkaitan dengan sifat-sifat vakum.

Sebagai penutup, saya mengucapkan terima kasih yang mendalam kepada ahli astrofisika P.A. Tarakanov untuk komentar yang sangat berguna mengenai massa variabel dalam rumus sinar defleksi, di mana massa Matahari dapat diganti dengan massa lain yang diketahui sains.

literatur

1. Rykov A.V. Awal mula fisika skala penuh // OIPH RAS, 2001, hlm. 54.
2. Savarinsky E.F., Kirnos D.P. Elemen seismologi dan seismometri // Gos. teknologi.-teori. Diterbitkan, M.: 1955, hal. 543.
3. Clifford M.Will. Konfrontasi antara Relativitas Umum dan Eksperimen // Pracetak Peninjau Fisik (arXiv: gr-qc/ 0103036 v1 12 Mar 2001).