Newton a recunoscut, de asemenea, că lumina ar putea avea greutate. Acum este general acceptat că lumina care cade pe orice obiect exercită presiune asupra acestuia. Acest lucru este echivalent cu a spune că lumina are masă. Desigur, valorile corespunzătoare sunt destul de mici. În cartea lui Eddington „Spațiu, timp, gravitație”
se spune că masa luminii solare care cade pe Pământ la fiecare douăzeci și patru de ore este de aproximativ 160 de tone. Dar dacă lumina are masă, atunci, indiferent dacă respectă legile lui Newton sau Einstein, o rază de lumină care trece în apropierea Soarelui trebuie, ca planetele sau cometele, să se miște pe o cale curbă. Faptul că lumina „călătorește” mult mai repede decât orice planetă sau cometă înseamnă în mod natural că deviația luminii în apropierea Soarelui va fi mult mai slabă.
Dacă, propagăndu-se dintr-o stea în direcția Pământului, lumina trece în apropierea Soarelui, atunci se va abate oarecum, astfel încât segmentul să nu se afle pe aceeași linie dreaptă cu . În acest caz, de la Pământ, steaua va părea într-o direcție, deși direcția adevărată va corespunde liniei Deplasarea poziției aparente a stelei față de poziția sa adevărată pe cer este caracterizată de un unghi. Această deplasare poate fi calculată, dar teoriile lui Newton și Einstein conduc la rezultate diferite. Am indicat deja că mecanica newtoniană poate fi considerată o primă aproximare a teoriei lui Einstein. Acesta din urmă, ca să spunem așa, adaugă o anumită corecție legii lui Newton datorită curburii spațiului în vecinătatea materiei. Dacă formula dată la pagina 138 este înlocuită cu expresia, atunci ar trebui să obținem orbite care să coincidă cu cele calculate pe baza mecanicii newtoniene. Termenul suplimentar corespunde înlocuirii spațiului euclidian (și nu spațiu-timp) cu unul non-euclidian. Prezența acestui termen duce la o diferență radicală în valorile calculate ale deplasării aparente a stelei în ambele teorii. Nu putem reproduce pe pagini
această carte calculele necesare, cu toate acestea, rezultatele pot fi enunțate într-o formă simplă.
Dacă lumina de la o stea trece la o distanță de centrul Soarelui, atunci deplasarea unghiulară vizibilă de pe Pământ, conform teoriei lui Einstein, va fi unghiuri drepte, unde, ca și înainte, Dacă lumina trece lângă suprafața Soare, atunci putem presupune că Lăsăm cititorului să demonstreze că acest lucru este echivalent cu un unghi de aproximativ ang. sec (vezi exercițiul 4 la pagina 151).
Teoria lui Newton are ca rezultat o deplasare a unghiurilor drepte, adică jumătate din cea cerută de teoria lui Einstein. Valabilitatea uneia dintre teorii urma să fie dezvăluită ca urmare a observațiilor astronomice directe.
Oliver Lodge, în articolul său „The Nineteenth Century”, a oferit o ilustrare vie a modului în care acest test a devenit stimulul pentru dezvoltarea astronomiei practice. Mai jos este un extras din acest articol.
„Să luăm un fir de mătase subțire și să-l întindem pe o suprafață netedă a mesei. Să ne imaginăm o stea la un capăt al firului, ochiul observatorului la celălalt, și să considerăm firul ca o rază de lumină emisă de stea. Acum luați o bucată de jumătate de penny și puneți-o pe masă lângă fir, la o distanță de 10 picioare de capătul unde se află ochiul. Apoi vom muta cu atenție moneda până când se mișcă o cantitate abia vizibilă de un inch. Privind de-a lungul fasciculului, vom vedea că nu mai este absolut dreaptă. Cu alte cuvinte, observatorul va vedea steaua, a cărei poziție aparentă este caracterizată de rază, ușor deplasată. Scara este determinată de dimensiunea monedei, care este de 1 inch în diametru. Moneda caracterizează Soarele, care are 1.380.000 km diametru. O distanță de 10 picioare între ochi și Soare înseamnă practic că observatorul se află pe Pământ, care la aceste scale este de mărimea unui grăunte. Cât despre distanța până la
stea situată la capătul îndepărtat al firului, atunci nu are sens; pe aceeași scară, lungimea filamentului până la una dintre cele mai apropiate stele ar fi de sute de kilometri. O deplasare de un inch la o distanță de 10 picioare corespunde unui unghi de sec, care coincide cu deplasarea optică prezisă de Einstein pentru cazul în care o rază de lumină de la o stea aproape atinge discul solar pe calea sa printr-un telescop. ”
Instrumentele și metodele moderne de măsurare au atins un nivel atât de înalt de perfecțiune încât măsurarea chiar și a unor astfel de deplasări unghiulare, așa cum am discutat mai sus, sau stabilirea diferenței dintre două deplasări unghiulare mici de același ordin de mărime, este destul de în capacitatea astronomilor moderni. Din păcate, singura dată când poți vedea o stea în linie cu Soarele este în timpul unei eclipse totale de soare. În plus, rezultate fiabile nu pot fi obținute decât dacă există mai multe stele strălucitoare. Din fericire, aceste condiții au fost îndeplinite în timpul eclipsei totale de soare din 29 mai 1919. Au fost organizate două expediții: una a fost trimisă la Sobral (nordul Braziliei), iar cealaltă pe insula Principe din Golful Guineei pentru a obține fotografiile necesare. . Istoria acestor expediții este descrisă în detaliu de Eddington în cartea sa Space, Time, Gravity. Expediția pe Insula Príncipe a eșuat deoarece acoperirea norilor a împiedicat foarte mult observarea. La Sobral, condițiile atmosferice au fost excelente. Aici, însă, a fost întâlnită o altă dificultate care a redus valoarea multor fotografii. Observațiile de pe Insula Principe, ținând cont de posibile erori experimentale, au dat o valoare aparentă a deplasării în intervalul de la 1,91 la 1,31 la Ch. sec, în timp ce observațiile de la Sobral au stabilit o prejudecată în intervalul 2,10 și 1,86 la Ch. sec. În timpul unei alte eclipse totale de soare din 1922, a avut loc o expediție de succes
Pentru mulți cititori, o gamă atât de largă de rezultate poate fi dezamăgitoare. Cei care sunt ocupați cercetare practică, trebuie să înțeleagă că erorile experimentale sunt inevitabile: tot ce se poate face în acest caz este să indice limitele erorii. De reamintit că condițiile în care expediția a fost nevoită să lucreze nu sunt la fel de confortabile precum condițiile de lucru într-un observator staționar, la fel cum condițiile de luptă în care se află serviciul telefonic de teren sunt în mod firesc mult mai puțin favorabile decât cele de operare. condiţiile Centrului Central de Telefon din Londra . Cu toate acestea, rezultatele vorbesc cu siguranță în favoarea teoriei lui Einstein. Dacă vorbim despre o alegere între teoria lui Einstein și teoria lui Newton, atunci nu poate exista nicio îndoială că calculele lui Einstein sunt mai în acord cu rezultatele observațiilor eclipselor de soare decât calculele bazate pe mecanica newtoniană. Dar, indiferent de dovezile concrete obținute din observații, este important de amintit că această abatere nu a fost suspectată până când Einstein a prezis-o pe baza teoriei relativității. O teorie care a prezis un fenomen până atunci necunoscut și apoi l-a descoperit experimental se bazează pe o bază mai solidă decât o teorie creată pentru a explica fapte cunoscute din experiență. Acest lucru se datorează în principal faptului că se poate propune un întreg set de ipoteze pentru a explica o sumă dată de fapte. Și indiferent de ce modificări va suferi teoria în viitor, nimic nu poate umbri succesul care a avut această predicție, făcută de Einstein în 1915, verificată de astronomi în timpul eclipselor din 1919 și 1922. și acum a primit recunoaștere universală,
Fascicul de luminăîntr-un câmp gravitațional curbe. Traiectoria unui foton (particulă de lumină) într-un câmp gravitațional staționar în cazul general nu este o linie dreaptă (geodezică spațială).
Lumina este unde electromagnetice anumită oră. Ecuațiile electrodinamicii au fost formulate pentru cadrele de referință inerțiale, iar într-un cadru inerțial în vid, razele de lumină vor fi drepte. Teoria gravitației a lui Newton nu prevede nicio legătură între fenomenele electromagnetismului și gravitația și, prin urmare, predicția teoriei lui Einstein. curbarea razelor de lumină câmpul gravitațional al Soarelui a fost revoluționar și a stârnit un mare interes în rândul fizicienilor.
Curbarea razelor de lumină prin câmpul gravitațional poate fi înțeles fără calcule, folosind un experiment de gândire propus de Einstein. Lăsați liftul să fie ținut în puț de un electromagnet. Există găuri pe pereții opuși ai liftului la același nivel, iar vizavi de una dintre găurile de pe peretele puțului există o sursă de lumină. Imediat ce sursa de lumină se aprinde, electromagnetul se oprește și liftul începe să cadă liber. Când lumina se aprinde, liftul devine sistem inerțial punct de referință în care lumina se propagă în linie dreaptă. Prin urmare, o rază de lumină care intră în prima gaură va ieși prin a doua. Dar pe parcursul distanței parcurge lumina L la al doilea perete al liftului, egal L/c, liftul va coborî la o înălțime h =gL 2 / 2c 2 iar fasciculul va ieși din a doua gaură în arbore sub punctul în care a fost emis. În sistemul de referință asociat cu arborele, fasciculul va fi curbat.
Descoperirea curbării razelor de lumină de către un câmp gravitațional a fost prima verificare experimentală (cu excepția explicației precesiei orbitei lui Mercur) noua teorie gravitaţie. Material de pe site
În timpul unei eclipse totale de soare, acestea devin stele vizibile. Dacă fotografiați cerul înstelat din vecinătatea Soarelui și comparați fotografia rezultată cu o fotografie a aceleiași secțiuni a cerului înstelat făcută la un moment diferit, atunci, în prezența îndoirii razelor de lumină, poziția stelelor în fotografii vor fi diferite . În limitele erorilor inevitabile, concluziile noii teorii a gravitației au fost confirmate.
Pe această pagină există material pe următoarele subiecte:
schimbare de directie fascicul de lumină
Descrieri alternativeÎn astronomie, aceasta este abaterea aparentă a stelelor de la poziția lor adevărată pe cer
În biologie, o abatere de la structura normală a unui organism, adesea exprimată doar într-o dimensiune sau culoare diferită
Schimbarea poziției aparente a stelei cauzată de valoarea finită a vitezei luminii și de mișcarea observatorului împreună cu Pământul
Distorsiunea, defectul, degradează imaginea în instrumentele optice
Abatere de la normă
Deviația razelor de lumină sub influența vitezei de mișcare a Pământului
Distorsiuni în sisteme optice
Distorsiunea imaginii în sisteme optice
Abaterea aparentă a luminii de la poziția sa adevărată
Abaterea de la ceva, precum și denaturarea a ceva
Deplasare aparentă corpuri cereşti, cauzată de rotația Pământului în jurul Soarelui și de rotația acestuia în jurul axei sale
Distorsiuni cauzate de instrumentele optice
Concepție greșită
J. lat. fizic friabilitate și împrăștiere raze sparte Sveta; astronom. o schimbare vizibilă a poziției luminii, de la pierderea timpului ajungând la noi cu o rază de lumină și de la pământul care alergă în jurul soarelui; pauza, panta
Spre deosebire de teoria lui Newton, curbura traiectoriei unui corp care se mișcă într-un câmp gravitațional se produce nu datorită acțiunii unei forțe, ci datorită proprietăților speciale ale spațiului. Coasting conform teorie generală relativitatea are loc în spațiu-timp curbat.
Deoarece toate corpurile, inclusiv razele de lumină, se mișcă în absența forțelor de-a lungul traiectoriilor curbe, putem presupune că spațiul însuși este curbat.
Proprietățile fizice ale spațiului în apropierea maselor gravitatoare diferă de proprietățile spațiului departe de acestea. „Structura relativității generale este de așa natură încât ecuațiile câmp gravitațional... sunt compatibile numai cu o astfel de mișcare a masei... care satisface ecuațiile de conservare a energiei și impulsului” (Ya. B. Zeldovich, I. D. Novikov Teoria generală a relativității și astrofizică). Aceasta înseamnă că dacă în teoria clasică ecuațiile câmpului existau separat de ecuațiile mișcării, atunci în teoria relativității generale ecuațiile câmpului gravitațional conțin ecuațiile mișcării.
În teoria sa, Einstein a abandonat complet conceptul de gravitație, înlocuindu-i efectul cu curbura liniilor lumii, curbura spațiu-timp în sine. Dar aparate matematice Teoria generală a relativității s-a dovedit a fi extrem de complexă, iar corecțiile aduse teoriei gravitaționale a lui Newton, obținute ca urmare a muncii computaționale epuizante, sunt complet nesemnificative. Planck i-a spus odată lui Einstein despre asta: „Totul a fost explicat atât de bine, de ce ai făcut-o din nou?”
Nu există multe experimente de control în care să se poată discerne predicțiile teoriei lui Einstein. Un test experimental al teoriei generale a relativității a fost propus de autorul acesteia. Einstein a subliniat trei efecte: devierea unei raze de lumină atunci când trece în apropierea unui corp masiv, rotația periheliilor planetelor și schimbarea gravitațională a frecvenței radiațiilor electromagnetice.
Când o rază de lumină trece printr-un câmp gravitațional, calea sa trebuie să se îndoaie (pe baza principiului echivalenței). Newton a pus deja această întrebare: „Nu acționează corpurile asupra luminii de la distanță și prin această acțiune nu-și îndoaie razele?” Aici Newton are în vedere respingerea luminii din corpuri, care nu depinde de masa lor, ceea ce explică difracția.
Cel mai senzațional dintre toate testele teoriei generale a relativității a fost efectuat în 1919, în timpul eclipsa totala a Soarelui de astronomul englez A. Eddington. Conform relativității generale, gravitația curbează razele de lumină. Această curbură este atât de mică încât nu poate fi detectată de niciun experiment de laborator, dar poate fi măsurată de astronomi în timpul unei eclipse totale de Soare. Lumina soarelui este blocată de Lună, iar stelele situate lângă marginea Soarelui devin vizibile. Lumina de la ele trece prin cea mai puternică parte a câmpului gravitațional al Soarelui. Schimbarea pozițiilor aparente ale acestor stele ar trebui să indice că gravitația Soarelui îndoiește calea luminii.
Fizica lui Newton a prezis, de asemenea, curbarea luminii într-un câmp gravitațional, dar ecuațiile lui Einstein au dat abaterea de două ori. Deviația fasciculului de lumină s-a dovedit a fi aproape de predicția lui Einstein, dar dificultățile de a face măsurători precise ale pozițiilor stelelor în timpul eclipsei s-au dovedit a fi mult mai mari decât se așteptase Eddington.
Eddington a vorbit la o întâlnire comună a Societății Regale și a Societății Astronomice din Londra. Președintele Societății Regale, J. J. Thomson, a spus în discursul său de deschidere: „Aceasta este descoperirea nu a unei insule îndepărtate, ci a unui întreg continent de idei științifice noi. Acest cea mai mare descoperire de la Newton" ( Philipp Sincer. Einstein, viața și vremurile lui. N.Y., 1947, p. 141.).
La o conferință a Societății Regale din 1962, un grup de oameni de știință a concluzionat că, din moment ce dificultățile erau atât de mari, observatorii eclipselor nu ar trebui să mai încerce astfel de măsurători.
Fascicul de lumină care trece printr-o distanță 
din centrul Soarelui, se deviază sub influența gravitației la un unghi
(1)
Unde 
respectiv masa și raza Soarelui.
Abaterea maximă trebuie observată pentru o rază care trece pe marginea discului solar, unde 
Observațiile din timpul eclipsei din 1952 au dat 