Луч и тяжесть
Статья написана Павлом Чайкой, главным редактором журнала «Познавайка». С 2013 года, с момента основания журнала Павел Чайка посвятил себя популяризации науки в Украине и мире. Основная цель, как журнала, так и этой статьи – объяснить сложные научные темы простым и доступным языком
Согласно теории относительности материальные тела влияют своей массой на свойства окружающего пространства, которое как бы искривляется. В результате этого световой луч вблизи таких тел теряет свою прямолинейность и изгибается, следуя за кривизной пространства. Это же явление можно описать и другим образом: световой луч, уподобляемый потоку мельчайших частиц — корпускул (летящих со скоростью света), будто притягивается телами.
В механике Ньютона это явление находит объяснение. На ее основе можно вычислить траекторию и величину отклонения луча. Но оно оказывается в два раза меньше того, которого требует теория относительности. Как видите, существует возможность экспериментальной проверки этого важнейшего вывода теории Эйнштейна. Надо проверить, насколько сильно световой луч «притягивается» материальными телами.
Правда, тело, «притягивающее» свет, должно быть чрезвычайно массивным. Самые тяжелые гири, горы и целые материки отклоняют свет настолько ничтожно, что это совершенно недоступно для обнаружения. Даже масса целой планеты еще недостаточна, чтобы вызвать заметное загибание световых лучей. Лишь самое большое и массивное тело солнечной системы — Солнце — может произвести своим притяжением едва заметное отклонение света. Но как его обнаружить?
Зафиксировать изгиб луча самого Солнца нельзя, так как видимый диск светила посылает нам сразу много лучей от разных точек, и мы не знаем их первоначального направления. Однако выход нашелся.
На небосводе имеются звезды, находящиеся очень далеко позади Солнца. Их-то лучи, приходя близко к солнечному шару, изгибаются под влиянием его тяготения. На основании механики Ньютона луч света, идущий касательно к солнечной поверхности, отклоняется от своего первоначального направления на 0,875 секунды. Таков угол, под которым видна толщина карандаша с расстояния в 1650 метров. Отклонение же лучей, проходящих на некотором расстоянии от Солнца, еще меньше и уменьшается с уменьшением кратчайшего расстоянии луча от центра Солнца.
Теория относительности предсказывает другие величины. Вычисленное по Эйнштейну отклонение касательного к Солнцу луча составляет 1,75 секунды. Это уже можно зафиксировать при достаточно точных наблюдениях. Как же вести их? Ведь в обычных условиях днем звезды на небе не видны, особенно те, что близки к Солнцу. Но и здесь выход нашелся. Физики призвали на помощь астрономов и решили вести наблюдения во время полных солнечных затмений.
Когда Солнце закрыто Луной, тень которой защищает земную атмосферу от прямых солнечных лучей, небо становится темным, как в сумерки. Тогда даже совсем близко к закрытому Солнцу можно наблюдать звезды. Если свет от них отклоняется, то эти звезды должны показаться нам слегка смещенными радиально прочь от Солнца. И чем ближе видна звезда к центру Солнца, тем дальше должно сдвинуться ее изображение.
Надежное документальное наблюдение этого явления производится с помощью фотографии. Во время полного солнечного затмения длиннофокусной камерой — астрографом — фотографируется область неба вокруг затемненного Солнца. На снимке получаются более яркие звезды, которые в случае существования эффекта Эйнштейна должны оказаться сдвинутыми со своих нормальных положений. Как выявить величину их смещения? Для этого та же самая область неба фотографируется вторично примерно через полгода — когда Солнце из-за движения Земли по орбите проектируется в противоположную точку неба, а бывшая область затмения оказывается видимой ночью. Понятно, что этот второй, контрольный, снимок дает нормальные, несмещенные положения звезд.
Сравнение обоих снимков позволяет вывести смещение для каждой сфотографированной звезды и сравнить его с теоретическим. К сожалению, столь проста лишь идея эксперимента. Яркая солнечная корона сильно вуалирует на фотографии окрестности Солнца и поэтому ближайшие к нему звезды на снимке неразличимы. Это значительно уменьшает наблюдаемое смещение.
Для иллюстрации того, насколько оно мало, приведем пример из практики. В 1936 году было солнечное затмение, полоса полной фазы которого проходила от Черного моря до Тихого океана. Наша экспедиция наблюдала это затмение на Дальнем Востоке. Астрограф имел фокусное расстояние в 6 метров. Наибольшее смещение звезд составило на пластинке всего лишь 0,025 миллиметра.
Впервые подобные наблюдения выполнили две английские экспедиции во время затмения 1919 года — на острове в Гвинейском заливе и на севере Бразилии. Смещение получилось весьма близким к теоретическому значению, требуемому теорией Эйнштейна. С тех пор удачные наблюдения сделали американская экспедиция в Австралии (1922 год), немецкая на Суматре (1929 год), советская на Дальнем Востоке (1936 год), американские в Бразилии (1947 год) и в Судане (1952 год). В среднем из всех наблюдений отклонение получилось после пересчета на солнечный край около 2 секунд — немного больше теоретического по Эйнштейну. Причина такого расхождения так и не выяснена. Во всяком случае, важно, что предсказанное Эйнштейном искривление лучей света под действием тяготения действительно существует и подтверждено наблюдениями.
Автор: А. Михайлов.