Космические рубежи теории относительности - Кауфман Уильям (читаем бесплатно книги полностью TXT) 📗

Когда появляются новые физические представления или теории, у исследователей возникает потребность в проверке этих представлений и теорий, чтобы убедиться в их преимуществах по сравнению с прежними. Недостаточно, чтобы новая теория объясняла лишь уже известные результаты наблюдений и экспериментов. Желательно, чтобы она предсказывала новые явления, о которых никто до тех пор не подозревал. Вот почему, хотя в это время шла первая мировая война, Эйнштейн начал поиски новых наблюдений, с помощью которых оказалось бы возможно подтвердить или опровергнуть его общую теорию относительности. Это была нелегкая задача.

Как уже отмечалось выше, все факты, имевшие отношение к тяготению и известные астрономам и физикам, поддавались объяснению в старой ньютоновской теории; единственным исключением было движение перигелия Меркурия. В Солнечной системе пространство-время повсюду является почти совершенно плоским, так что представление о гравитации как о силе здесь вполне применимо.

РИС. 5.5. Солнце. Солнце - самый массивный объект в Солнечной системе. Поэтому наиболее сильное гравитационное поле в Солнечной системе сосредоточено в окрестностях Солнца. (Обсерватория им. Хейла.)

Однако Солнце значительно превосходит по массе все остальные объекты Солнечной системы (рис. 5.5). Более 99% вещества Солнечной системы сосредоточено в Солнце. Поскольку оно гораздо массивнее всех остальных близких к нему небесных тел, то и создаваемое им гравитационное поле должно быть намного сильнее, чем поле любого другого члена Солнечной системы, причем самое сильное искривление пространства-времени должно иметь место вблизи поверхности Солнца. Следовательно, искать проявления эффектов общей теории относительности следует в окрестностях Солнца.

Каждая звезда на небе испускает хоть немного света, лучи которого проходят достаточно близко к поверхности Солнца На рис. 5.6 показан луч света от звезды, проходящий рядом с Солнцем и затем идущий дальше к нам на Землю. Этот луч проходит через область искривлённого пространства-времени вблизи Солнца. Поскольку свет распространяется по кратчайшей мировой линии в искривлённом пространстве-времени, он отклоняется от своего обычного прямолинейного пути. Никто никогда всерьёз не задумывался о том, что тяготение способно искривлять световые лучи. Однако в общей теории относительности мысль об отклонении лучей света в поле тяготения вполне естественна. В самом деле, мировые линии световых лучей обязательно должны искривляться, коль скоро они проходят через искривлённые области пространства-времени.

РИС. 5.6.Отклонения лучей света Солнцем. Луч света, проходящий вблизи поверхности Солнца, отклоняется от своего прямолинейного пути под влиянием кривизны пространства-времени в окрестностях Солнца.

Как и в случае поворота орбиты Меркурия, этот эффект общей теории относительности весьма мал. В самом лучшем случае, когда световой луч проходит, касаясь поверхности Солнца, его отклонение составляет всего 1,75". Это очень малый угол. Световые лучи, проходящие вблизи Солнца на больших расстояниях, должны отклоняться ещё меньше, ибо их мировые линии проходят в области, где кривизна пространства-времени менее заметна. Если взглянуть с Земли (см. рис. 5.6), наблюдаемое положение звезды на небосводе рядом с Солнцем должно отодвинуться от Солнца на угол, не превышающий 1,75".

Днем звёзды увидеть нельзя - слишком уж ярко светит Солнце. Однако при полном солнечном затмении (рис. 5.7) Луна полностью закрывает ослепительный солнечный диск, и звёзды становятся на несколько минут видимыми. Если сравнить фотографии звёзд, оказавшихся вблизи Солнца во время полного затмения, и фотографии той же части неба, снятые за несколько месяцев до затмения, когда Солнце находится среди других созвездий, в руки астрономов попадут новые данные для проверки общей теории относительности Эйнштейна.

РИС. 5.7. Полное солнечное затмение. Во время фазы полного затмения на небе вблизи Солнца можно увидеть звёзды (правда, на этом снимке, предназначенном для наблюдений солнечной короны, их не видно). Точное измерение смещения положений звёзд, наблюдаемых вблизи Солнца во время полного затмения, дало важное подтверждение общей теории относительности. (Обсерватория им. Хейла.)

Для наблюдения полного солнечного затмения 29 мая 1919. г. Королевское общество Англии снарядило две экспедиции астрономов. Одна экспедиция отправилась в Бразилию, а другая - на западное побережье Африки. Первые же измерения на отснятых фотопластинках стали величайшим событием в жизни сэра Артура Эддингтона, руководителя африканской экспедиции. Предсказание Эйнштейна о гравитационном отклонении лучей света было подтверждено с полной несомненностью.

С тех пор почти при каждом солнечном затмении астрономы стремятся провести очередное измерение отклонения света звёзд Солнцем. Так как солнечные затмения нередко наблюдаются лишь в труднодоступных местах Земли, то астрономам, желающим провести наблюдения, приходится странствовать со всем своим оборудованием куда-нибудь вверх по Амазонке или среди песков пустыни Сахары. Когда наступает момент полного затмения, эти несчастные, возможно, стоят по колени в болоте, облепленные москитами и осаждаемые ещё более опасными тварями. Выражаясь языком науки, «экспериментальные погрешности» при таких наблюдениях затмений зачастую оказываются слишком большими. Но должен найтись выход из положения

Потребность более строгой проверки общей теории относительности стала ощущаться особенно остро к концу 1960-х годов. К этому времени ряд хитроумных физиков предложили новые теории тяготения, приобретшие определённую популярность. Эти новые теории сохранили многие особенности общей теории относительности, поскольку они тоже выражают тяготение через кривизну пространства-времени. Но величина искривления пространства-времени в этих теориях оказывалась несколько иной, чем вычисленная по теории Эйнштейна. Наиболее популярная из этих неэйнштейновских теорий была сформулирована Р. Дикке и Ч. Брансом в Принстонском университете. Как в ньютоновской, так и в эйнштейновской теории тяготения имеется одно важное число - гравитационная постоянная. Её значение через посредство ряда математических выражений указывает соотношение между «силой» тяготения и силой остальных взаимодействий в природе. Указанное число было измерено в лабораторных экспериментах, причем получилось значение G=6,688•10^-8дин/см²•г². Однако в конце 1930-х годов великий английский физик П. А. М. Дирак выразил серьёзное сомнение в том, что величина гравитационной постоянной была всегда такой же, как сейчас. Он выдвинул ряд интересных доводов в пользу того, что, возможно, в далёком прошлом величина гравитационной постоянной была намного больше, а затем постепенно убывала со временем. Бранс и Дикке развили эту мысль и сформулировали новую релятивистскую теорию тяготения, в которой гравитационная «постоянная» переменна. Уравнения поля тяготения в теории Бранса-Дикке очень похожи на уравнения теории Эйнштейна, но включают дополнительно ряд слагаемых, благодаря которым гравитационная постоянная может измениться. Окончательный вывод из теории Бранса-Дикке состоит в том, что отклонение лучей света Солнцем и величина смещения перигелия Меркурия должны быть несколько меньше, чем даёт теория Эйнштейна. Но точность измерения отклонения света при полных солнечных затмениях не настолько велика, чтобы сделать выбор между двумя конкурирующими теориями.

В 1960-х годах астрономы открыли на небе объекты, названные квазарами. На первый взгляд квазары выглядят как обычные звёзды, но при более тесном знакомстве у них обнаруживаются многие свойства, обычно присущие лишь далеким галактикам. Хотя мы до сих пор не разгадали природу квазаров, мы уже знаем, что они излучают огромное количество радиоволн.