Astăzi vă vom vorbi despre lentilele gravitaționale slabe. Motivul a fost profesorul Matthias Bartelmann de la Universitatea de Fizică Teoretică Heidelberg, pe care l-a scris special pentru proiectul educațional Scholarpedia.

În primul rând, un pic de istorie: ideea că corpurile masive pot devia lumina se întoarce la Isaac Newton. În 1704, el a scris în cartea sa „Optică”: „... influențează corpurile lumina la distanță și îi deviază razele prin această influență; și nu este această influență cu atât mai puternică, cu atât distanța [între corp și raza de lumină] este mai mică? Multă vreme, însăși formularea unei astfel de întrebări a fost controversată, deoarece fizica newtoniană lucrează numai cu corpuri care au masă, iar dezbaterea despre natura luminii, proprietățile și prezența masei în particulele sale a continuat încă două. secole bune.

Cu toate acestea, în 1804, astronomul german Johann von Soldner, presupunând prezența masei în fotoni care nu fuseseră încă descoperiți până la acel moment, a fost capabil să calculeze unghiul cu care lumina dintr-o sursă îndepărtată s-ar abate dacă „locește” pe suprafața Soarelui și ajunge pe Pământ - fasciculul a trebuit să devieze cu 0,83 secunde de arc (aceasta este de aproximativ dimensiunea unei monede penny de la o distanță de 4 kilometri).

Următorul mare pas în studiul interacțiunii luminii și gravitației a fost făcut de Albert Einstein. Lucrarea sa despre teoria relativității a înlocuit teoria clasică a gravitației a lui Newton, unde forțele sunt prezente, cu una geometrică. În acest caz, masa fotonilor nu mai este importantă - lumina va fi deviată pur și simplu pentru că spațiul însuși din apropierea obiectului masiv este curbat. Înainte de a-și termina munca despre relativitatea generală, Einstein a calculat unghiul de deviere al unui fascicul de lumină care trecea în apropierea Soarelui și a obținut... exact aceleași 0,83 secunde de arc ca și von Soldner cu o sută de ani înaintea lui. Doar cinci ani mai târziu, după ce a finalizat lucrările despre relativitatea generală, Einstein și-a dat seama că era necesar să se ia în considerare nu numai spațiul, ci și temporalul. la a-a componentă a curburii spațiu-timpului nostru cu patru dimensiuni. Acest lucru a dublat unghiul de deviere calculat.

Să încercăm să obținem același unghi. Trecând pe lângă un corp masiv, o rază de lumină este deviată pentru că se mișcă drept, dar într-un spațiu curbat. Din punctul de vedere al lui Einstein, spațiul și timpul sunt egale, ceea ce înseamnă că se schimbă și timpul necesar pentru ca lumina să ajungă la noi. Prin urmare, viteza luminii se schimbă.

Viteza luminii care trece prin câmpul gravitațional al lentilei va depinde de potențialul gravitațional al lentilei și va fi mai mică decât viteza luminii în vid.

Acest lucru nu încalcă nicio lege - viteza luminii se poate schimba într-adevăr dacă lumina trece printr-o substanță. Adică, potrivit lui Einstein, devierea luminii de către un obiect masiv este echivalentă cu trecerea acesteia printr-un anumit mediu transparent. Stai, asta amintește de indicele de refracție al unei lentile pe care l-am învățat cu toții la școală!

Raportul dintre cele două viteze ale luminii este indicele de refracție cunoscut nouă de la școală

Acum, cunoscând viteza luminii în lentilă, puteți obține ceva care poate fi măsurat în practică - de exemplu, unghiul de deviere. Pentru a face acest lucru, trebuie să aplicați unul dintre postulatele fundamentale ale naturii - principiul lui Fermat, conform căruia un fascicul de lumină se mișcă în așa fel încât să minimizeze lungimea căii optice. Scriindu-l în limbajul matematicii, obținem integrala:

Unghiul de deviere va fi egal cu integrala gradientului potențialului gravitațional

Nu este necesar să o rezolvi (și este foarte dificil), principalul lucru aici este să vezi doi în fața semnului integral. Acesta este același deuce pe care Einstein a apărut când ține cont de spațial și temporal despre a-a componentă și care a dublat unghiul de deviere.

Pentru a lua integrala, se folosește o aproximare (adică un calcul simplificat și aproximativ). Pentru acest caz particular, este mai convenabil să folosiți aproximarea Born, care a venit din mecanica cuantică și era binecunoscută lui Einstein:

Aceeași aproximare Born pentru un calcul simplificat al unghiului de deviere

Înlocuind valorile cunoscute pentru Soare în formula de mai sus și transformând radiani în secunde de arc, obținem răspunsul dorit

Celebra expediție condusă de Eddington a observat eclipsa de soare din 1919 în Africa, iar stelele care se aflau în apropierea discului solar în timpul eclipsei au deviat cu un unghi de 0,9 până la 1,8 secunde de arc. Aceasta a fost prima confirmare experimentală a teoriei generale a relativității.

Cu toate acestea, nici Einstein, nici colegii săi nu s-au gândit la utilizarea practică a acestui fapt. Într-adevăr, Soarele este prea strălucitor, iar abaterile sunt vizibile doar în stelele din apropierea discului său. Aceasta înseamnă că efectul poate fi observat doar în timpul eclipselor și nu oferă astronomilor date noi nici despre Soare, nici despre alte stele. În 1936, inginerul ceh Rudi Mandl a vizitat un om de știință la Princeton și l-a rugat să calculeze unghiul de deviere al unei stele a cărei lumină ar trece pe lângă o altă stea (adică orice stea în afară de Soare). Einstein a făcut calculele necesare și chiar a publicat un articol, dar în el a remarcat că considera aceste efecte ca fiind neglijabile și inobservabile. Cu toate acestea, ideea a fost preluată de astronomul Fritz Zwicky, care până atunci era implicat îndeaproape în studiul galaxiilor (faptul că există și alte galaxii pe lângă Calea Lactee a devenit cunoscut cu opt ani înainte). El a fost primul care a înțeles că nu doar o stea, ci și o întreagă galaxie și chiar clusterul lor poate acționa ca o lentilă. O astfel de masă gigantică (miliarde și trilioane de mase solare) deviază lumina suficient de puternic pentru a fi înregistrată, iar în 1979, din păcate, la cinci ani după moartea lui Zwicky, a fost descoperită prima lentilă gravitațională - o galaxie masivă care a deviat lumina unui quasar îndepărtat. trecând prin ea. Acum, spre deosebire de predicțiile lui Einstein, lentilele nu sunt folosite deloc pentru a testa relativitatea generală, ci pentru un număr imens de studii ale celor mai mari obiecte din univers.

Există puternice, slabe și microlensing. Diferența dintre ele constă în locația sursei, a observatorului și a lentilei, precum și în masa și forma lentilei.

Lentilele gravitaționale puternice sunt caracteristice sistemelor în care sursa de lumină este aproape de o lentilă masivă și compactă. Drept urmare, lumina, divergând de la sursă pe diferite părți ale lentilei, se îndoaie în jurul ei, se îndoaie și ajunge la noi sub forma mai multor imagini ale aceluiași obiect. Dacă sursa, obiectivul și observatorul (adică noi) sunt pe aceeași axă optică, atunci puteți vedea mai multe imagini în același timp. Crucea Einstein este un exemplu clasic de lentilă gravitațională puternică. Într-un caz mai general, lentila distorsionează foarte mult forma obiectului, făcându-l să arate ca un arc.

Un exemplu de lentilă puternică a unei galaxii îndepărtate (obiect alb) de către o galaxie masivă mai aproape de noi (obiect turcoaz)

Wikimedia Commons

Lentila gravitațională slabă, care va fi povestea principală a materialului nostru, nu este capabilă să formeze nici o imagine clară, nici măcar un arc strălucitor și frumos - lentila este prea slabă pentru aceasta. Cu toate acestea, imaginea este încă deformată, iar acest lucru le oferă oamenilor de știință un instrument foarte puternic în mâinile lor: există puține exemple de lentilă puternică cunoscute de noi, dar una slabă, pentru care este suficient ca două galaxii mari sau două clustere să fie. la o distanță unghiulară de aproximativ o secundă de arc, este suficient pentru studiul statistic al galaxiilor, clusterelor, materiei întunecate, radiației relicve și a întregii istorii a universului de la Big Bang.

Și, în cele din urmă, microlensing gravitațional este o creștere temporară a luminozității unei surse de către o lentilă care se află pe axa optică dintre ea și noi. De obicei, această lentilă nu este suficient de masivă pentru a forma o imagine clară sau chiar un arc. Cu toate acestea, încă concentrează o parte din lumina care altfel nu ar fi ajuns la noi, iar acest lucru face obiectul îndepărtat mai luminos. Această metodă este folosită pentru a căuta (sau mai degrabă pentru a spune - detectarea aleatorie) a exoplanetelor.

Amintiți-vă că în această recenzie, în urma articolului profesorului Bartelmann, ne limităm la discuția despre lentila slabă nominală. Este foarte important ca obiectivul slab, spre deosebire de obiectivul puternic, să nu creeze nici arcuri, nici imagini multiple ale aceleiași surse. Nici măcar nu poate crește semnificativ luminozitatea. Tot ce poate face este să schimbe ușor forma unei galaxii îndepărtate. La prima vedere, acest lucru pare un fleac - există multe efecte în spațiu care distorsionează obiectele? Praful absoarbe lumina, expansiunea Universului schimbă toate lungimile de undă, lumina, ajungând pe Pământ, este împrăștiată în atmosferă și apoi trece în continuare prin optica imperfectă a telescoapelor - unde putem observa că galaxia a devenit puțin mai alungită ( având în vedere că nu știam ce era inițial? Cu toate acestea, aici statisticile vin în ajutor - dacă galaxiile au o direcție preferată de alungire într-o zonă mică a cerului, atunci poate că le vedem printr-o lentilă slabă. În ciuda faptului că telescoapele moderne pot vedea aproximativ 40 de galaxii într-un pătrat cu laturile de un minut de arc (aceasta este dimensiunea ISS așa cum o vedem noi de pe Pământ), distorsiunea introdusă de lentile în forma galaxiei este atât de nesemnificativă ( nu depășește câteva procente), că avem nevoie de telescoape foarte mari și foarte puternice. Cum ar fi, de exemplu, cele patru telescoape de opt metri ale complexului VLT din Chile sau telescopul CFHT de 3,6 metri situat în Hawaii. Acestea nu sunt doar telescoape foarte mari - ele pot, de asemenea, imaginea o zonă mare a cerului într-o singură fotografie, de până la un grad pătrat (spre deosebire, de exemplu, de telescopul Hubble foarte puternic, al cărui cadru acoperă un pătrat cu un latura de numai 2,5 minute arc). Până în prezent, au fost deja publicate mai multe sondaje cu o suprafață de puțin peste 10 la sută din cer, care au furnizat suficiente date pentru a căuta galaxii cu lentile slabe.

Harta distributiei materiei, reconstruita dupa calculele efectelor gravilizarii slabe; punctele albe reprezintă galaxii sau grupuri de galaxii

Trebuie spus că metoda de căutare a lentilelor gravitaționale prin orientarea galaxiilor are mai multe presupuneri. De exemplu, că galaxiile din univers sunt orientate aleatoriu, ceea ce nu este neapărat cazul - din anii 1970, astrofizicienii s-au certat dacă clusterele ar trebui să aibă un fel de orientare ordonată sau nu. Studii recente arată că cel mai probabil nu - chiar și în cele mai apropiate și mai masive grupuri de galaxii sunt orientate aleatoriu, dar această întrebare nu a fost în cele din urmă închisă. Cu toate acestea, uneori, fizica este de partea oamenilor de știință - lentilele gravitaționale sunt acromatice, adică spre deosebire de lentilele obișnuite, ele deviază lumina tuturor culorilor în exact același mod și nu trebuie să ghicim: galaxia arată roșie pentru că este de fapt. roșu, sau doar pentru că toate celelalte culori au zburat pe lângă planeta noastră?

Ilustrație a efectelor lentilei gravitaționale slabe. În stânga sunt arătate cele mai vizibile consecințe - apariția alungirii. În centru și în dreapta - influența parametrilor de ordinul doi și trei - deplasarea centrului sursei și deformarea triunghiulară

Matthias Bartelmann și colab. 2016

Există vreo aplicație practică pentru această metodă complexă? Există și mai mult de un lucru - lentila gravitațională slabă ne ajută să studiem distribuția materiei întunecate, precum și structura pe scară largă a Universului. Alungirea galaxiilor de-a lungul unor axe poate prezice destul de precis masa lentilei și concentrația acesteia în spațiu. Comparând masa teoretică rezultată cu masa galaxiilor vizibile, pe care o putem determina în mod fiabil din datele telescoapelor optice și în infraroșu, este posibil să se măsoare masa materiei întunecate și distribuția acesteia în galaxie sau cluster de galaxii care acționează ca un obiectiv. De exemplu, știm deja că aureola (adică un nor) de materie întunecată din jurul galaxiilor individuale este într-un fel mai plat decât am crezut anterior. O altă aplicație a lentilelor ar putea fi descoperirea de noi grupuri de galaxii - există încă o dezbatere dacă mai multe galaxii pot avea un singur halou de materie întunecată, dar se pare că în unele cazuri acesta este într-adevăr cazul. Și apoi acest halou va servi drept lentilă și va indica faptul că aceste galaxii nu sunt doar una lângă alta, ci fac parte dintr-un cluster, adică un sistem legat gravitațional în care mișcarea fiecăreia dintre ele este determinată de influența toți membrii grupului.

Galaxiile sunt foarte bune, dar este posibil să privim și mai departe cu ajutorul lentilelor gravitaționale - în trecut, când încă nu existau galaxii și stele? Se pare că poți. Radiația CMB - radiația electromagnetică care a apărut în univers la doar 400.000 de ani după Big Bang - a fost prezentă în fiecare centimetru cub de spațiu în ultimii 13,6 miliarde de ani. În tot acest timp se răspândește în direcții diferite și poartă „amprenta” Universului timpuriu. Una dintre domeniile cheie ale astrofizicii din ultimele decenii a fost studiul radiației cosmice de fond cu microunde pentru a găsi neomogenități în ea care ar putea explica modul în care o structură atât de neomogenă și dezordonată ar putea apărea dintr-un Univers primordial atât de simetric și anizotrop (în teorie). , unde într-un loc un grup de mii de galaxii , iar în celălalt - gol pentru multe megaparsecs cubi.

Sateliții RELIKT-1, COBE, WMAP, Planck au măsurat omogenitatea CMB cu o precizie crescândă. Acum îl vedem atât de detaliat încât devine important să-l „curățăm” de diverse zgomote introduse de surse care nu sunt legate de distribuția inițială a materiei în Univers - de exemplu, din cauza efectului Sunyaev-Zeldovich sau a aceluia foarte slab lentilă gravitațională. Acesta este cazul când este înregistrat pentru a fi apoi îndepărtat cât mai precis posibil din radiația cosmică de fundal cu microunde și a continua să se analizeze dacă distribuția sa pe cer se încadrează în modelul cosmologic standard. În plus, nici cele mai precise imagini ale CMB nu ne pot spune totul despre Univers - este ca o problemă în care avem o singură ecuație în care există mai multe necunoscute (de exemplu, densitatea materiei barionice și densitatea spectrală a întunericului). materie). Lentila gravitațională slabă, chiar dacă acum nu dă rezultate atât de precise (și uneori nu este de acord cu datele altor studii - vezi imaginea de mai jos), dar aceasta este a doua ecuație independentă care va ajuta la determinarea contribuției fiecăruia. necunoscut formulei generale a Universului.

indicele de refracție

Experiența din 1919 privind observarea deviației razelor de lumină în câmpul gravitațional al Soarelui. Lentile gravitaționale

Toate particulele materiale, în virtutea teoriei gravitației lui Newton, trebuie să fie atrase de Soare. Pe de altă parte, din punctul de vedere al fizicii clasice, lumina este val, și nu o particulă - prin urmare, ecuațiile pentru propagarea unei unde luminoase într-un câmp gravitațional nu diferă de ecuațiile în absența acesteia. Drept urmare, razele de lumină din fizica clasică nu se îndoaie în câmpul gravitațional al Soarelui. Când se observă stelele în apropierea discului solar, efectele de difracție pot fi neglijate, deoarece raza primei zone Fresnel (vezi experimentul de difracție Arago-Poisson) este

unde este lungimea de undă a luminii, este distanța de la pământ la soare, este raza soarelui.

Rețineți că ecuațiile pentru propagarea unei unde luminoase sunt relativist, astfel încât absența deviației razelor în câmpul gravitațional newtonian nu este rezultatul aplicării unui aparat nonrelativist la mișcarea cu viteza luminii. Într-adevăr, dacă luăm în considerare particulă relativistă cu masa în același câmp gravitațional, atunci, conform teoriei relativității speciale, avem ecuațiile mișcării:

acestea. gravitația, vorbind în general, îndoiește traiectoria mișcării. Masa particulei de testat este redusă, iar apoi în limita ultrarelativistă obținem:

unde este vectorul unitar pe direcția vitezei. Pentru lumină, și obținem absența curburii traiectoriei!

Iată un rezultat interesant care duce la o analiză consecventă a problemei deviației razelor de lumină în cadru special teoria relativitatii. Dacă dorim să propunem o generalizare a teoriei gravitației lui Newton care nu încalcă principiul echivalenței, trebuie să alegem una dintre cele două alternative:

1. Nici undele luminoase, nici particulele ultrarelativiste nu își îndoaie calea într-un câmp gravitațional (un exemplu este relativitatea specială);
2. Particulele ultrarelativiste sunt deviate de câmpul gravitațional - dar și acesta din urmă deviază undele. Prezența deviației undei ar trebui să însemne că câmpul gravitațional creează un indice de refracție eficient în vid, datorită neomogenității căreia fasciculele sunt îndoite.

În special, dacă pur și simplu adăugăm un factor la forța de gravitație newtoniană, particulele ultrarelativiste vor începe să devieze pe măsură ce zboară lângă Soare - cu toate acestea, lumina descrisă de ecuațiile lui Maxwell va continua să călătorească în linie dreaptă. Pe de o parte, acest lucru încalcă ipoteza lui de Broglie - lumina, considerată ca o particule și ca o undă, trebuie să se propagă de-a lungul diferitelor traiectorii. Pe de altă parte, diferența dintre traiectoriile unui fascicul de lumină și a unui electron accelerat aproape la viteza luminii poate fi folosită pentru a distinge acțiunea gravitației de acțiunea forțelor inerțiale - cu alte cuvinte, este încălcat principiul echivalenței.

Teoria generală a relativității a lui Einstein ia a doua dintre două căi: lumina se îndoaie de fapt într-un câmp gravitațional, indiferent dacă este folosită descrierea undei sau a particulei. Acest rezultat este atins automat, deoarece teoria lui Einstein - teoria metrică a gravitației. Cu alte cuvinte, gravitația este percepută ca curbură spațiu-timp, iar curbura însăși este determinată prin stabilirea distanțelor dintre punctele sale infinit apropiate:

Punctele materiale (inclusiv fotonii fără masă) din spațiu-timp curbat se mișcă de-a lungul traiectoriilor de cea mai mică lungime - geodezice. De asemenea, se poate arăta că pachetele de undă se deplasează de-a lungul lor - astfel, dualitatea undă-particulă nu este distrusă. Curbura în sine este proporțională cu diferența dintre suma unghiurilor unui triunghi mic, construit din segmente geodezice, de la 180 de grade. Mai jos sunt felii de spații bidimensionale cu curbură constantă: spațiul Lobachevsky (hiperboloid, curbură negativă) și spațiul Riemann (sferă, curbură pozitivă).

Exemple de spațiu Lobachevsky sunt o șa pe un cal, precum și chips-uri Pringles(vezi mai jos).

Chiar și primii astronomi au putut verifica prezența deviației razelor în câmpul gravitațional al Soarelui, dacă era nevoie. Întrucât competiția dintre diferitele teorii ale gravitației (Newtonian, Einsteinian, teoria lui Nordström etc.) s-a intensificat abia la începutul secolului al XX-lea, primele observații ale acestui efect datează abia din 1919. Această dată se datorează și circumstanțelor experimentale și istorice. În primul rând, este realist să observați stelele în apropierea discului solar (adică în timpul zilei!) numai în timpul unei eclipse totale de soare. În al doilea rând, izbucnirea primului război mondial a suspendat toate cercetările.

Este interesant de observat că chiar și Henry Cavendish, bazat pe fizica contemporană, a prezis deviația razelor în apropierea Soarelui. În 1801, amploarea acestui efect a fost calculată de Johann von Soldner (1776–1833). Acest lucru nu este surprinzător - la urma urmei, în mecanica non-relativista, razele trebuie să devieze, ca orice alte corpuri. Totuși, Albert Einstein, deja după crearea teoriei relativității speciale, a efectuat același calcul, obținând un rezultat diferit de zero (1907). Abia în 1915, după o analiză profundă a consecințelor principiului echivalenței, care l-a condus la formularea teoriei generale a relativității, Einstein a recalculat deviația razelor - și s-a dovedit a fi de două ori despre mare. Deci, avem următoarele predicții ale unghiului de deviere al diferitelor teorii:

Astfel, în teoria generală a relativității a lui Einstein, unghiul de deviere al razelor este de două ori mai mare decât valoarea non-relativistă. Acest efect duce la o schimbare a pozițiilor aparente ale stelelor în apropierea discului solar în timpul unei eclipse. Imaginea de mai jos este o lumină de stea B observator A pare să vină dintr-un punct B` , separat de B pe distanța unghiulară pe sfera cerească.

Acesta a fost acest efect pe care l-a studiat Arthur Stanley Eddington (1882–1944) în timpul eclipsei din 1919: fotografiile cerului în timpul unei eclipse de soare au fost comparate cu fotografiile făcute noaptea cu șase luni mai devreme (atunci Pământul se afla în fața sferei cerești exact în același fel). Observațiile au fost efectuate independent în diferite puncte ale globului unde a fost observată o eclipsă totală de soare. Rezultatele experimentelor au coincis cu predicțiile lui Einstein în 25%. Experimentele ulterioare au confirmat, de asemenea, acest rezultat.

Acum, efectul devierii razelor într-un câmp gravitațional a devenit destul de familiar în astronomie: grupuri masive de galaxii creează un câmp gravitațional în jurul lor, care acționează ca un colector. lentilă gravitațională. În același timp, această lentilă nu este deloc subțire, așa că imaginile galaxiilor din spatele clusterului sunt distorsionate. O sursă de lumină se poate forma după lentilă cercul einstein(Fig. 1), precum și mai multe copii ale aceleiași imagini, de exemplu, cruce Einstein(Fig. 2). În cele din urmă, fig. 3 arată în animație structura cercurilor lui Einstein în apropierea unei găuri negre.

Orice teorie este valabilă dacă consecințele ei sunt confirmate de experiență. Acesta a fost cazul multor teorii cunoscute, inclusiv teoria GR a lui Einstein. A fost o etapă oportună și necesară în fizică și a fost confirmată de numeroase experimente. Elementul său esențial a fost reprezentarea gravitației ca o curbură a spațiului, care poate fi descrisă prin diverse metrici (geometria spațiului). Conform curburii spațiului de către stele, galaxiile deviază razele de lumină prin gravitație. Observațiile astronomice au confirmat în mod strălucit acest concept geometric. Artificialitatea relativității generale este încă în îndoială și nemulțumire printre unii fizicieni. Este necesar să se găsească o justificare fizică pentru fenomenele observate și natura gravitației în general. Autorul a prezentat o ipoteză despre natura gravitației. Se bazează pe studiul componentei electrice a structurii vidului și este completat în continuare de componenta continuum magnetic. În această formă, vidul fizic este un mediu de propagare a undelor electromagnetice (EMW); nașterea unei substanțe atunci când în ea se introduce energia necesară; Mediul pentru formarea „orbitelor permise” ale electronilor în atomi, proprietățile undei ale particulelor etc.

Viteza luminii nu este constantă în spațiul cosmic. Aceasta este principala diferență dintre teoria vidului a teoriilor lui A. Einstein. Pe baza observațiilor astronomice și a teoriei structurii vidului, se propune următoarea formulă pentru dependența vitezei luminii de accelerația gravitației:

(1)

α –1 = 137,0359895 este reciproca constantei structurii fine de radiație;

r= 1,39876 10 –15 m este distanța dipolului componentei electrice a structurii în vid;

g[m/s 2 ] – accelerația locală a gravitației;

Eσ = 0,77440463 [ A –1 m 3 c–3] este polarizarea electrică specifică a vidului;

S= 6,25450914 10 43 [ A· s· m–4] este polarizarea prin deformare a vidului.

Cunoscând viteza luminii, măsurată în condițiile Pământului ca 2,99792458(000000) 10 8 m/s, determinăm viteza prin formula (1) în spațiu deschis cu 0 = 2,997924580114694 10 8 m/s. Diferă puțin de viteza luminii pământului și este determinată cu o precizie de 9 zecimale. Cu o rafinare suplimentară a vitezei luminii pământului, valoarea indicată pentru spațiul deschis se va schimba. Din teoria ondulatorie a luminii de Fresnel și Huygens, se știe că indicele de refracție la trecerea de la un mediu cu o viteză cu 0 până miercuri cu viteză c e egală

În cazul nostru, unghiul de incidență al fasciculului față de normala suprafeței Soarelui este egal cu i 0 =90°. Pentru a estima cantitatea de deviere a luminii de către Soare, pot fi date două modele de propagare a luminii.

1. Model al refracției luminii în timpul tranziției de la semi-spațiul „gol” la semi-spațiu cu accelerația solară a gravitației 273,4 m/s 2 . Desigur, acest model cel mai simplu va da un rezultat în mod deliberat incorect, și anume: în funcție de indicele de refracție redus, unghiul este determinat ca

13,53" (secunde arc).

2. Un model mai precis trebuie calculat prin metoda diferenţial-integrală, bazată pe funcţia de propagare a fasciculului, în domeniul creşterii şi descrescătoarei conform legii 1/ R 2 potențialul gravitațional al Soarelui. Ajutorul a venit dintr-un sector complet neașteptat – din seismologie. În seismologie s-a rezolvat problema determinării cursului unui fascicul de unde elastice în Pământ de la o sursă (cutremur, explozie atomică subterană) la suprafață și unghiul de ieșire al acestuia până în partea opusă a Pământului. Unghiul de ieșire va fi analogia dorită a deviației Soarelui a fasciculului de la sursă fie pe o sferă care include orbita Pământului, fie la o distanță mare de Soare. În seismologie, există o formulă simplă pentru determinarea unghiului de ieșire al unei unde seismice printr-un parametru de fascicul constant

p = [R 0 / V(R)] cos( i) = const, Unde:

R 0 este raza Pământului; V(R) este o funcție a vitezei undei elastice în funcție de distanță (raza de la centrul Pământului); i- unghi de iesire.

Să transformăm formula seismologică pentru distanțe cosmice și viteza luminii:

Domnișoară este masa soarelui. R este raza variabilă a sferei în centrul căreia se află Soarele, determinată de de-a lungul un fascicul către o sursă de lumină care trece în imediata apropiere a Soarelui; 2,062648 10 5 este conversia radianilor unghiular în secunde.

Apare întrebarea despre constanta din această formulă. Poate fi rezolvată pe baza unor constante fundamentale ale lumii bine cunoscute științei. Valoarea experimentală a unghiului de deviere este de 1,75".

Pe baza acestei valori, determinăm că

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

Numărul π și reciproca constantei structurii fine sunt constantele fundamentale ale lumii noastre moderne. Numărul Δ t const = 1[s] este necesar pentru a introduce dimensiunea. Raportul ( MxR 2 soare / M soare R x 2) - introdus pentru toate masele posibile din Univers și dimensiunile acestora, așa cum este obișnuit în astronomie: pentru a aduce toate masele și dimensiunile la parametrii solari.

Pe fig. 1 arată dependența unghiului de deviere a unui fascicul de lumină de către Soare în funcție de distanța până la sursa sa.

Orez. unu. Dependența unghiului de deviere a unui fascicul de lumină de către Soare de distanța până la sursă de-a lungul căii care trece în apropierea Soarelui

Am fost deplin de acord cu datele experimentale exacte. Este curios că atunci când sursa se deplasează în interiorul sferei corespunzătoare traiectoriei Pământului, unghiul de deviere al fasciculului de către Soare scade conform graficului figurii. Predicția acestei teorii poate fi atribuită faptului că un fascicul de lumină de la o sursă de pe suprafața Soarelui sau în apropierea acesteia se va abate cu doar 1,25".

Soluția Schwarzschild:

Aici Rg = 2MG / c 2 - Raza Schwarzschild sau raza gravitațională.

Deviația fasciculului i = 4MG / c 2 R= 1,746085", unde R este distanța de impact, care în cazul nostru este egală cu raza Soarelui.

Formula (1) dă: i= 1,746054". Diferența este doar în a 5-a cifră.

1. Rezultatele obţinute indică cel puţin consistenţa conceptului propus. Formarea așa-numitelor „lentile gravitaționale” în spațiu se explică și prin dependența vitezei luminii de gravitație.
2. În relativitatea generală și în teoria vidului există confirmări experimentale identice.
3. Relativitatea generală este mai degrabă o teorie geometrică completată de legea gravitației lui Newton.
4. Teoria vidului se bazează doar pe relații fizice, ceea ce a făcut posibilă descoperirea gravitației sub formă de polarizare a vidului în prezența unor mase care sunt atrase de structura vidului conform legilor de inducție ale lui Faraday.
5. Relativitatea generală s-a epuizat în dezvoltarea fizicii, teoria vidului a deschis posibilitatea studierii vidului ca mediu natural și deschide calea pentru progresul fizicii și tehnologiei legate de proprietățile vidului.

În încheiere, îmi exprim profunda recunoștință față de astrofizicianul P.A. Tarakanov pentru o remarcă foarte utilă cu privire la masa variabilă din formula razei de deviere, unde masa Soarelui poate fi înlocuită cu orice altă masă cunoscută științei.

Literatură

1. Rykov A.V. Începuturile fizicii la scară largă // OIPH RAS, 2001, p. 54.
2. Savarinsky E.F., Kirnos D.P. Elemente de seismologie și seismometrie // Gos. teh.-teor. Publicat, M.: 1955, p. 543.
3. Clifford M. Will. The Confrontation between General Relativity and Experiment // Preprint of Physical Reviewer (arXiv: gr-qc/ 0103036 v1 12 Mar 2001).