Промінь і тяжкість

Відповідно до теорії відносності матеріальні тіла впливають своєю масою на властивості навколишнього простору, який ніби викривляється. У результаті цього світловий промінь поблизу таких тіл втрачає свою прямолінійність і згинається, слідуючи за кривизною простору. Це ж явище можна описати і іншим чином: світловий промінь, уподібнюється потоку найдрібніших частинок – корпускул (що летять зі швидкістю світла), ніби притягається тілами.

У механіці Ньютона це явище знаходить пояснення. На її основі можна обчислити траєкторію і величину відхилення променя. Але воно виявляється в два рази менше того, якого вимагає теорія відносності. Як бачите, існує можливість експериментальної перевірки цього найважливішого виведення теорії Ейнштейна. Треба перевірити, наскільки сильно світловий промінь «притягається» матеріальними тілами.

Правда, тіло, що «притягує» світло, має бути надзвичайно потужним. Найважчі гирі, гори і цілі материки відхиляють світло настільки мізерно, що це зовсім недоступно для виявлення. Навіть маса цілої планети ще недостатня, щоб викликати помітне загинання світлових променів. Лише найбільше і масивне тіло сонячної системи – Сонце – може призвести своїм тяжінням ледь помітне відхилення світла. Але як його виявити?

Зафіксувати вигин променя самого Сонця не можна, так як видимий диск світила посилає нам відразу багато променів від різних точок, і ми не знаємо їх первісного напрямку. Проте вихід знайшовся.

На небосхилі є зірки, що знаходяться дуже далеко позаду Сонця. Їх – то промені, приходячи близько до сонячної кулі, згинаються під впливом його тяжіння. На підставі механіки Ньютона промінь світла, що йде дотично до сонячної поверхні, відхиляється від свого первісного напрямку на 0,875 секунди. Такий кут, під яким видно товщину олівця з відстані в 1650 метрів. Відхилення ж променів, що проходять на деякій відстані від Сонця, ще менше і зменшується із зменшенням найкоротшої відстані променя від центру Сонця.

Теорія відносності пророкує інші величини. Обчислене за Ейнштейном відхилення дотичного до Сонця променя становить 1,75 секунди. Це вже можна зафіксувати при досить точних спостереженнях. Як же вести їх? Адже у звичайних умовах вдень зірки на небі не видні, особливо ті, що близькі до Сонця. Але й тут вихід знайшовся. Фізики закликали на допомогу астрономів і вирішили вести спостереження під час повних сонячних затемнень.

Коли Сонце закрито Місяцем, тінь якого захищає земну атмосферу від прямих сонячних променів, небо стає темним, як в сутінки. Тоді навіть зовсім близько до закритого Сонця можна спостерігати зірки. Якщо світло від них відхиляється, то ці зірки мають видатися нам злегка зміщеними радіально геть від Сонця. І чим ближче видна зірка до центра Сонця, тим далі має зрушитися її зображення.

Надійне документальне спостереження цього явища проводиться за допомогою фотографії. Під час повного сонячного затемнення довгофокусною камерою – астрографом – фотографується область неба навколо затемненого Сонця. На знімку виходять більш яскраві зірки, які в разі існування ефекту Ейнштейна повинні виявитися зсунутими зі своїх нормальних положень. Як виявити величину їх зміщення? Для цього та ж сама область неба фотографується вдруге приблизно через півроку – коли Сонце через рух Землі по орбіті проектується в протилежну точку неба, а колишня область затемнення виявляється видимою вночі. Зрозуміло, що цей другий, контрольний, знімок дає нормальні, незсунені положення зірок.

Порівняння обох знімків дозволяє вивести зміщення для кожної сфотографованої зірки і порівняти його з теоретичним. На жаль, настільки проста лише ідея експерименту. Яскрава сонячна корона сильно вуалює на фотографії околиці Сонця і тому найближчі до нього зірки на знімку невиразні. Це значно зменшує спостережуваний зсув.

Для ілюстрації того, наскільки він малий, наведемо приклад з практики. У 1936 році було сонячне затемнення, смуга повної фази якого проходила від Чорного моря до Тихого океану. Наша експедиція спостерігала це затемнення на Далекому Сході. Астрограф мав фокусну відстань у 6 метрів. Найбільше зміщення зірок склало на платівці всього лише 0,025 міліметра.

Вперше подібні спостереження виконали дві англійські експедиції під час затемнення 1919 року – на острові в Гвінейській затоці і на півночі Бразилії. Зсув вийшов вельми близьким до теоретичного значення, необхідного теорії Ейнштейна. З тих пір вдалі спостереження зробили американська експедиція в Австралії (1922 рік), німецька на Суматрі (1929 рік), радянська на Далекому Сході (1936 рік), американські в Бразилії (1947 рік) і в Судані (1952 рік). У середньому з усіх спостережень відхилення вийшло після перерахунку на сонячний край близько 2 секунд – трохи більше теоретичного за Ейнштейном. Причина такої розбіжності так і не з’ясована. У всякому разі, важливо, що передбачене Ейнштейном викривлення променів світла під дією тяжіння дійсно існує і підтверджено спостереженнями.

Автор: А. Михайлов.