Гравитация и космология. Принципы и приложения общей теории относительности - Вейнберг С.
Скачать (прямая ссылка):
= + (8.5.12)
где S — неизвестная масштабная постоянная (часто обозначаемая a), a 0Q — угол, который следует сравнивать с теоретическим значением 1,75". Имеются другие эффекты, которые могут давать вклады в Дф, такие, как рефракция света звезд на солнечной короне, или эффекты, создаваемые более холодным воздухом в лунной тени, но все же кажется, что ни один из них не играет важной роли. Наблюдения не могут быть выполнены для света, проходящего около солнечного диска на расстоянии, меньшем г0 a; 2І?0. Однако такие наблюдения все же полезны для определения Дф сопоставлением наблюдаемого значения Дф и теоретической кривой (8.5.12). Трудность такой программы состоит на самом деле в том, что измерить Дф точно за краткое время затмения нелегко. В 1919 г. экспедиция по изучению затмения была послана на два маленьких острова, Собрал у северовосточного побережья Бразилии и Принсипи в Гвинейском заливе. Было изучено около дюжины звезд, которые дали для 0 значения [3] 1,98 ± 0,12" и 1,61 ± 0,31" в хорошем согласии с эйнштейновским предсказанием 0Э = 1,75". Вероятно, именно этот потрясающий результат, больше чем что-либо другое, привлек внимание широкой публики к общей теории относительности в 20-х годах нашего века.
С 1919 г. были проведены измерения положений около 380 звезд во время затмений 1922, 1929, 1936, 1947 и 1952 гг., результаты которых приводятся в табл. 8.1 (взятой из сводки данньт\ § З. Неограниченные орбиты: отклонение света Солнцем 209
Таблица 8.1
Измерения величин отклонения света Солнцем [4—7]
В четвертом столбце—минимальные и максимальные значения расстояний, на которые световые лучи от изученных звезд приближаются к центру Солнца. B пятом столбце приведены окончательные значения отклонений тех световых лучей, которые касаются солнечного диска.
Дата затмения Место наблюдения Число звезд ГО/Й0 0Q. угловые секунды Литература
29 мая 1919 г. Собрал 7 2-6 1,98+0,16 [3]
Принсипи 5 2—6 1,61+0,40 [3]
21 сентября 1922 г. Австралия 11-14 2—10 1,77+0,40 [34]
» 18 2-10 от 1,42 до 2,16 [35]
» 62—85 2,1-14,5 1,72+0,15 [36]
» 145 2,1-42 1,82+0,20 [37]
9 мая 1929 г. Суматра 17—18 1,5-7,5 2,24+0,10 [38]
19 июня 1936 г. СССР 16—29 2-7,2 2,73+0,31 [39]
Япония 8 4,7 от 1,28 до 2,13 [401
20 мая 1947 г. Бразилия 51 3,3—10,2 2,01+0,27 [41]
25 февраля 1952 г. Судан 9—11 2,1-8,6 1,70+0,10 [42]
фон Клюбера [4] х)). Значения, полученные для 6Э, изменяются от 1,3" до 2,7", но в основном попадают в интервал от 1,7" до 2". Самые последние результаты дают Дф = 1,70 + 0,10" и находятся в согласии с предсказанием Эйнштейна. Не ясно, однако, действительно ли систематическая ошибка здесь меньше, чем в предыдущих наблюдениях. Из всего этого мы можем сделать вывод, что определенно имеется отклонение света, большее чем 6q = 0,875", которое предсказывается при у = 0 [т. е. при А (г) = 1], однако о точном значении мы можем сказать лишь то, что Sq лежит где-то между 1,6" и 2,2", т. е. значение у лежит между 0,9" и 1,3". Имеется возможность улучшить точность этих измерений в ближайшем будущем, когда будет использоваться фотоэлектрическая аппаратура, следящая за положением звезд, независимо от затмений.
Последние достижения радиоастрономии [8] позволяют измерять отклонения радиосигналов Солнцем в принципе с гораздо большей точностью, чем точность измерений в оптической астрономии. Точность угловых измерений в оптическом диапазоне ограничена неоднородностями земной атмосферы и равна приблизительно 0,1", в то время как радиоинтерферометр, работающий на длине волны X и имеющий базис D, позволяет в принципе измерять углы с точностью порядка \/2nD рад. Это составляет уже 0,1" при X = 3 см и D = 10 км и пропорционально меньше для больших базисов.
*) Некоторые из этих данных вновь проанализированы в работе [5]; см. также [6, 7].
14 — 0788 210 Гл. 8. Классические опиты, по проверке теории Эйнштейна
Одно осложнение доставляет астрономам большие хлопоты на радиочастотах, чем в оптическом диапазоне: это рефракция лучей на солнечной короне. Для частот Х-полосы (8000—12500 МГц) рефракция очень мала и может быть исключена обрезанием данных, связанных с радиосигналами, проходящими на расстояниях, меньших чем 2Rq от диска Солнца. Однако в iS-полосе частот (2000—4000 МГц) надо анализировать данные с помощью модели, в которой часть отклонения объясняется общей теорией относительности, а часть — эффектом короны. Параметры, описывающие солнечную корону, могут быть в принципе измерены этим методом (на нескольких частотах) одновременно с измерением OTO-эффекта, но плотность электронов в короне изменяется во времени и оказывается, что единственный действительно удовлетворительный метод учета рефракции на короне — это использование радиочастот Х-полосы и выше.
В октябре каждого года происходит затмение квазара ЗС279 Солнцем и несколько радиоастрономических групп пользуются этим удобным случаем, чтобы наблюдать изменение угла (около 9,5°) между квазарами ЗС279 и 3C273 в интервале времени как раз перед и как раз после затмения. Эти результаты приведены в табл. 8.2. Снова видим, что общая теория относительности
