Главная > Физика > Азбука теории относительности
<< Предыдущий параграф
Следующий параграф >>
<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Макеты страниц

Искривление светового луча

Еще Ньютон допускал, что свет может иметь вес. Сейчас общепризнано, что свет, падающий на любой предмет, оказывает на него давление. Это эквивалентно утверждению, что свет обладает массой. Естественно, что соответствующие величины довольно малы. В книге Эддингтона «Пространство, время, тяготение»

говорится, что масса солнечного света, падающего на Землю каждые двадцать четыре часа, составляет около 160 тонн. Но если свет обладает массой, то независимо от того, подчиняется ли он законам Ньютона или Эйнштейна, световой луч, проходя вблизи Солнца, должен, подобно планетам или кометам, двигаться по криволинейной траектории. Тот факт, что свет «движется» значительно быстрее любой планеты или кометы, естественно, означает, что отклонение евета вблизи Солнца будет гораздо более слабым.

Если, распространяясь от звезды в направлении Земли свет проходит вблизи Солнца то он будет несколько отклоняться, так что отрезок не лежит на одной прямой с . В этом случае с Земли будет казаться, что звезда находится в направлении хотя истинное направление будет соответствовать линии Смещение кажущегося положения звезды относительно ее истинного положения на небе характеризуется углом Это смещение можно вычислить, однако теории Ньютона и Эйнштейна приводят к различным результатам. Мы уже указывали, что ньютоновскую механику можно рассматривать как первое приближение к теории Эйнштейна. Последняя, так сказать, добавляет к закону Ньютона некоторую поправку, обусловленную искривлением пространства в окрестности вещества. Если формулу, приведенную на стр. 138, заменить выражением то мы должны получить орбиты, которые будут совпадать с вычисленными на основе ньютоновской механики. Дополнительный член — соответствует замене евклидова пространства (а не пространства-времени) неевклидовым. Именно наличие этого члена приводит к кардинальному различию вычисленных значений кажущегося смещения звезды в обеих теориях. Мы не в состоянии воспроизвести на страницах

Фиг. 35.

этой книги необходимые расчеты, однако результаты можно изложить в простой форме.

Если свет от звезды проходит на расстоянии от центра Солнца, то видимое с Земли угловое смещение, согласно теории Эйнштейна, составит прямых углов, где, как и прежде, Если свет проходит у поверхности Солнца, то можно считать, что Мы предоставляем читателю доказать, что это эквивалентно углу, составляющему примерно угл. сек (см. упражнение 4 на стр. 151).

Ньютоновская теория приводит к смещению, составляющему прямых углов, т. е. половину от требуемого теорией Эйнштейна. Справедливость одной из теорий должна была выявиться в результате прямых астрономических наблюдений.

Оливер Лодж в своей статье «Девятнадцатый век» дал яркую иллюстрацию того, как эта проверка стала стимулом развития практической астрономии. Ниже приводится выдержка из этой статьи.

«Возьмем тонкую шелковую нить и натянем ее над гладкой поверхностью стола. Представим себе на одном конце нити звезду, на другом — глаз наблюдателя, а нить будем рассматривать как луч света, испущенного звездой. Возьмем теперь монету в полпенса и положим ее на стол около нити на расстоянии 10 фут от того конца, где находится глаз. Затем будем осторожно двигать монету, пока она не сместится на едва заметную величину в дюйм. Взглянув вдоль луча, мы убедимся, что он уже не абсолютно прямолинеен. Иными словами, звезду, кажущееся положение которой характеризует луч, наблюдатель увидит слегка смещенной. Масштаб задается размером монеты, диаметр которой равен 1 дюйм. Монета характеризует Солнце, которое в поперечнике составляет 1380000 км. Расстояние в 10 фут между глазом и Солнцем практически означает, что наблюдатель находится на Земле, которая в этих масштабах имеет размер крупинки. Что же касается расстояния до

звезды, находящейся у дальнего конца нити, то оно не имеет никакого значения; в том же масштабе длина нити до одной из ближайших звезд составила бы сотни километров. Смещение на дюйм на расстоянии в 10 фут соответствует углу сек, что совпадает с оптическим смещением, предсказанным Эйнштейном для случая, когда луч света от звезды на своем пути в телескоп почти касается солнечного диска».

Современные приборы и методы измерений достигли столь высокого совершенства, что измерение даже таких угловых смещений, о которых шла речь выше, или установление различия двух малых угловых смещений такого же порядка величины вполне по силам современным астрономам. К сожалению, единственный момент времени, когда можно увидеть звезду, находящуюся на одной линии с Солнцем, — это момент полного солнечного затмения. Кроме того, надежные результаты не удастся получить, если в направлении наблюдения в момент затмения не окажется нескольких ярких звезд. К счастью, эти условия оказались выполнены во время полного солнечного затмения 29 мая 1919 г. Были организованы две экспедиции: одна была послана в Собраль (Северная Бразилия), а другая на о-в Принсипи в Гвинейском заливе с целью получить необходимые фотографии. История этих экспедиций подробно описана Эддингтоном в его книге «Пространство, время, тяготение». Экспедиция на о-ве Принсипи потерпела неудачу, так как наблюдению сильно мешала облачность. В Собрале же атмосферные условия были прекрасные. Здесь, однако, встретилась другая трудность, снизившая ценность многих фотографий. Наблюдения на о-ве Принсипи с учетом вероятных ошибок эксперимента дали кажущуюся величину смещения в интервале от 1,91 до 1,31 у гл. сек, тогда как наблюдения в Собрале установили смещение в интервале 2,10 и 1,86 у гл. сек. Во время еще одного полного солнечного затмения в 1922 г. успешная экспедиция была

организована Ликской обсерваторией. Опубликованные по одной серии фотографий результаты далк среднее значение 1,72 угл. сек (или после введения определенной поправки 2,05 угл. сек) с возможной ошибкой ±0,12 угл. сек.

У многих читателей столь большой разброс полученных результатов может вызвать разочарование. Те, кто занят практическими исследованиями, должны понимать, что экспериментальные ошибки неизбежны: все, что можно сделать в данном случае, — это указать пределы ошибок. Следует напомнить, что условия, в которых вынуждена была работать экспедиция, не столь удобны, как условия работы в стационарной обсерватории, подобно тому, как боевые условия, в которых находится полевая телефонная служба, естественно значительно менее благоприятны, нежели условия работы Лондонского центрального телефонного узла. Однако результаты, безусловно, говорят в пользу теории Эйнштейна. Если речь идет о выборе между теорией Эйнштейна и теорией Ньютона, то не может быть сомнений в том, что расчеты Эйнштейна лучше согласуются с результатами наблюдений солнечных затмений, нежели расчеты, основанные на ньютоновской механике. Но независимо от конкретных доказательств, полученных на основе наблюдений, важно напомнить, что об этом отклонении не подозревали, пока Эйнштейн не предсказал его на основе теории относительности. Теория, которая предсказала дотоле неизвестное, а затем обнаруженное на опыте явление, покоится на более прочном фундаменте, нежели теория, созданная для объяснения известных из опыта фактов. Это обусловлено главным образом тем, что для объяснения данной суммы фактов можно предложить целый набор гипотез. И какие бы видоизменения ни претерпела теория в будущем, ничто не сможет омрачить того успеха, который выпал на долю этого предсказания, сделанного Эйнштейном в 1915 г., проверенного астрономами во время затмений 1919 и 1922 гг. и получившего в настоящее время всеобщее признание,

<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Оглавление