Işık ışınları neden yerçekimi alanında bükülür? Yerçekimi merceği aracılığıyla evrenin portresi

Genel göreliliğin deneysel olarak doğrulanması

Referans çerçevelerinin hızlandırılmasıyla ilişkili etkiler

Bu etkilerden ilki, yerçekimsel zaman genişlemesidir; bu nedenle herhangi bir saat, yerçekimsel deliğin derinliklerinde (kütle çekim cismine daha yakın) ne kadar yavaş olursa o kadar yavaşlar. Bu etki Hafele-Keating deneyinde ve Yerçekimi Sondası A deneyinde doğrudan doğrulandı ve GPS ile sürekli olarak doğrulandı.

Doğrudan ilgili bir etki, ışığın yerçekimsel kırmızıya kaymasıdır. Bu etki, ışık bir yerçekimsel kuyudan dışarıya doğru (bir alandan) yayıldığında, yerel saate göre ışık frekansında bir azalma (buna göre spektrum çizgilerinin yerel ölçeklere göre spektrumun kırmızı ucuna kayması) olarak anlaşılır. olan bir bölgeye göre daha düşük bir çekim potansiyeli büyük potansiyel). Yerçekimsel kırmızıya kayma, yıldızların ve Güneş'in spektrumlarında keşfedildi ve kontrollü deneylerle güvenilir bir şekilde doğrulandı. karasal koşullar Pound ve Rebka'nın deneyinde.

Yerçekimi yavaşlaması zaman ve uzayın eğriliği, Shapiro etkisi adı verilen başka bir etkiyi gerektirir (aynı zamanda sinyalin yerçekimsel gecikmesi olarak da bilinir). Bu etki nedeniyle, elektromanyetik sinyaller yerçekimi alanında, bu alanın yokluğunda olduğundan daha uzun yol alır. Bu fenomen gezegen radarı sırasında keşfedildi güneş sistemi ve Güneş'in arkasından geçen uzay aracının yanı sıra çift pulsarlardan gelen sinyalleri gözlemlerken.

2011 yılı itibarıyla en yüksek doğrulukla (yaklaşık 7.10 −9) bu tür etkiler, Kaliforniya Üniversitesi'nden Holger Müller'in grubu tarafından yürütülen bir deneyde ölçülmüştür. Deneyde, hızı Dünya yüzeyine göre yukarıya doğru yönlendirilen sezyum atomları, iki lazer ışınının etkisiyle farklı momentumlara sahip durumların süperpozisyonuna aktarıldı. Yerçekimi etkisinin gücünün Dünya yüzeyinin üzerindeki yüksekliğe bağlı olması nedeniyle faz kayar dalga fonksiyonu Başlangıç ​​noktasına dönerken bu durumların her biri farklıydı. Bu saldırılar arasındaki fark, bulutun içindeki atomların girişimine neden oldu, böylece atomların yüksekliğinde tekdüze bir dağılım yerine, lazer ışınlarının atom bulutu üzerindeki hareketi ve ölçümlerle ölçülen alternatif yoğunlaşmalar ve seyrelmeler gözlemlendi. uzayda seçilen belirli bir noktada atomların tespit edilme olasılığı.

Işık yolunun bükülmesi herhangi bir hızlandırılmış referans çerçevesinde meydana gelir. Bununla birlikte, gözlemlenen yörüngenin ve kütleçekimsel merceklenme etkilerinin ayrıntılı görünümü, uzay-zamanın eğriliğine bağlıdır. Einstein bu etkiyi 1911'de öğrendi ve yörüngelerin eğriliğini buluşsal olarak hesapladığında bunun tahmin edilenle aynı olduğu ortaya çıktı. klasik mekanikışık hızında hareket eden parçacıklar için. 1916'da Einstein, genel görelilikte, ışığın yayılma yönündeki açısal kaymanın, önceki düşüncenin aksine, Newton teorisindekinden iki kat daha büyük olduğunu keşfetti. Böylece bu tahmin, genel göreliliği test etmenin başka bir yolu haline geldi.

1919'dan beri bu fenomen Güneş tutulmaları sırasında yıldızların astronomik gözlemleriyle doğrulandı ve aynı zamanda ekliptik boyunca Güneş'in yakınından geçen kuasarların radyo interferometrik gözlemleriyle de yüksek doğrulukla doğrulandı.

Yerçekimsel merceklenme, uzaktaki büyük bir nesnenin, gözlemciyi çok daha uzaktaki başka bir nesneye bağlayan çizginin yakınında veya doğrudan üzerinde olması durumunda meydana gelir. Bu durumda, ışık yolunun daha yakın bir kütle tarafından bükülmesi, uzaktaki bir nesnenin şeklinin bozulmasına yol açar; bu, düşük gözlem çözünürlüğünde, esas olarak uzaktaki nesnenin toplam parlaklığında bir artışa yol açar, dolayısıyla bu fenomen mercekleme denirdi. Yerçekimsel merceklemenin ilk örneği, 1979'da aynı kuasar QSO 0957+16 A, B'nin iki yakın görüntüsünün elde edilmesiydi ( z= 1.4) İngiliz gökbilimciler D. Walsh ve diğerleri tarafından “Her iki kuasarın da parlaklıklarını birlikte değiştirdiği ortaya çıktığında, gökbilimciler gerçekte bunların yerçekimsel merceklemenin etkisi nedeniyle bir kuasarın iki görüntüsü olduğunu fark ettiler. Kısa süre sonra merceğin kendisini buldular - uzak galaksi (z= 0,36), Dünya ile kuasar arasında yer alıyor "]. O zamandan bu yana, kütleçekimsel merceklenmeden etkilenen uzak galaksilerin ve kuasarların birçok başka örneği bulundu. Örneğin, galaksinin uzaktaki bir kuasarın görüntüsünü haç biçiminde dört katına çıkardığı Einstein Haçı olarak adlandırılan şey bilinmektedir.

Yerçekimsel merceklenmenin özel bir türüne Einstein halkası veya yayı denir. Bir Einstein halkası, gözlemlenen bir nesnenin, küresel olarak simetrik bir yerçekimi alanına sahip başka bir nesnenin doğrudan arkasında olması durumunda ortaya çıkar. Bu durumda, daha uzaktaki bir nesneden gelen ışık, daha yakındaki nesnenin etrafında bir halka şeklinde gözlenir. Uzaktaki nesne bir tarafa hafifçe kaymışsa ve/veya yerçekimi alanı küresel olarak simetrik değilse, bunun yerine yay adı verilen kısmi halkalar görünecektir.

Son olarak, herhangi bir yıldızın önünden kompakt, büyük bir nesne geçtiğinde parlaklığı artabilir. Bu durumda uzak yıldızın yerçekimsel sapma nedeniyle büyümüş ve bozulmuş görüntüleri çözümlenemez (birbirlerine çok yakındırlar) ve basitçe yıldızın parlaklığında bir artış gözlemlenir. Bu etkiye mikromerceklenme denir ve artık yıldızlardan gelen ışığın yerçekimsel mikromerceklenmesi yoluyla Galaksimizin görünmez cisimlerini inceleyen projeler çerçevesinde düzenli olarak gözlemlenmektedir - MASNO, EROS ( İngilizce) ve diğerleri.

Kara delikler

Kara delik, olay ufku olarak adlandırılan, ne maddenin ne de bilginin ayrılamadığı, sınırlanan bir alandır. Özellikle çökme sonucu bu tür alanların oluşabileceği varsayılmaktadır. büyük yıldızlar. Madde bir kara deliğe girebildiğinden (örneğin yıldızlararası ortamdan) ancak onu terk edemediğinden, kütle kara delik ancak zamanla artabilir.

Ancak Stephen Hawking, kara deliklerin Hawking radyasyonu adı verilen radyasyon yoluyla kütle kaybedebileceğini gösterdi. Hawking radyasyonu kuantum etkisi klasik genel göreliliği ihlal etmez.

Bilinen pek çok kara delik adayı var, özellikle de galaksimizin merkezindeki Sagittarius a* radyo kaynağıyla ilişkili süper kütleli bir nesne. Bilim adamlarının büyük çoğunluğu gözlemlenenlerin astronomik olaylar Bu ve diğer benzer nesnelerle ilişkili, kara deliklerin varlığını güvenilir bir şekilde doğrular, ancak başka açıklamalar da vardır: örneğin, kara delikler yerine fermiyon topları, bozonik yıldızlar ve diğer egzotik nesneler önerilmektedir.

1919'da Güneş'in çekim alanında ışık ışınlarının sapmasını gözlemlemek için deney yapın. Yerçekimi lensleri

Newton'un yerçekimi teorisine göre tüm maddi parçacıkların Güneş tarafından çekilmesi gerekir. Öte yandan klasik fizik açısından ışık dalga ve bir parçacık değil - bu nedenle, bir ışık dalgasının yerçekimi alanında yayılmasına ilişkin denklemler, onun yokluğunda denklemlerden farklı değildir. Bunun sonucunda ışık ışınları klasik fizik Güneş'in çekim alanında bükülmezler. Güneş diskinin yakınındaki yıldızları gözlemlerken kırınım etkileri, ilk Fresnel bölgesinin yarıçapı nedeniyle ihmal edilebilir (bkz. Kırınım deneyi Arago-Poisson)

ışığın dalga boyu nerede, - Dünya'dan Güneş'e olan mesafe, - Güneş'in yarıçapı.

Bir ışık dalgasının yayılmasına ilişkin denklemlerin şu şekilde olduğuna dikkat edin: göreceli dolayısıyla Newton'un kütleçekim alanında ışınların sapmasının olmaması, ışık hızındaki harekete göreli olmayan bir aygıtın uygulanmasının sonucu değildir. Aslında şöyle düşünürsek göreli parçacık aynı yerçekimi alanında kütle varsa, o zaman şuna göre özel teori göreliliğe göre hareket denklemlerimiz var:

onlar. genel anlamda yerçekimi hareketin yörüngesini büker. Test parçacığının kütlesi azaltılır ve ultrarelativistik limitte şunu elde ederiz:

Nerede - birim vektör hız yönünde. Işık için ve yörünge eğriliği elde edemiyoruz!

İşte buna ilginç sonuççerçeve içerisinde ışık ışınlarının saptırılması sorununun tutarlı bir şekilde ele alınmasını sağlar özel görelilik teorisi. Newton'un yerçekimi teorisinin eşdeğerlik ilkesini ihlal etmeyen bir genellemesini ortaya koymak istiyorsak iki alternatiften birini seçmeliyiz:

1. Hiç biri ışık dalgaları, ultrarelativistik parçacıkların hiçbiri yerçekimi alanında yollarını bükmez (özel görelilik teorisi bunun bir örneğidir);
2. Ultrarelativistik parçacıklar saptırılır yerçekimi alanı- ama ikincisi aynı zamanda dalgaları da saptırıyor. Dalga sapmasının varlığı, ışınların bükülmesinin homojen olmaması nedeniyle yerçekimi alanının vakumda etkili bir kırılma indisi oluşturduğu anlamına gelmelidir.

Özellikle, Newton'un kütleçekim kuvvetine basitçe bir faktör eklersek, ultrarelativistik parçacıklar Güneş'in yakınında uçtukça sapmaya başlayacaklardır; ancak Maxwell denklemleriyle tanımlanan ışık düz bir çizgide ilerlemeye devam edecektir. Bir yandan bu, de Broglie'nin hipotezini ihlal ediyor: Parçacık ve dalga olarak kabul edilen ışık, farklı yörüngelerde yayılmalıdır. Öte yandan, yörüngelerdeki farklılık ışık huzmesi ve neredeyse ışık hızına kadar hızlanan bir elektron, yerçekimi eylemini eylemsizlik kuvvetlerinin eyleminden ayırmak için kullanılabilir - diğer bir deyişle, denklik ilkesi ihlal ediliyor.

Einstein'ın genel görelilik teorisi iki yoldan ikincisini kullanır: ışık gerçekten de bir kütleçekim alanında saptırılır - dalga veya parçacık tanımının kullanılmasına bakılmaksızın. Bu sonuç Einstein'ın teorisinden bu yana otomatik olarak elde edilir - metrik yerçekimi teorisi. Başka bir deyişle, yerçekimi, uzay-zamanın eğriliği olarak algılanır ve eğriliğin kendisi, sonsuz yakın noktalar arasındaki mesafelerin belirtilmesiyle belirlenir:

Kavisli uzay-zamandaki maddi noktalar (kütlesiz fotonlar dahil), en kısa uzunluktaki - jeodezik - yörüngeler boyunca hareket eder. Ayrıca dalga paketlerinin de bunlar boyunca hareket ettiği gösterilebilir; böylece dalga-parçacık ikiliği bozulmaz. Eğrinin kendisi, jeodezik parçalardan oluşturulan küçük bir üçgenin açılarının toplamı ile 180 derece arasındaki farkla orantılıdır. Aşağıda sabit eğriliğe sahip iki boyutlu uzay dilimleri bulunmaktadır: Lobachevsky uzayı (hiperboloit, negatif eğrilik) ve Riemann uzayı (küre, pozitif eğrilik).

Lobaçevski uzayının örnekleri arasında at üzerinde bir eyer ve cips yer alır. Pringles(aşağıya bakın).

İhtiyaç duyulsaydı, ilk gökbilimciler bile Güneş'in çekim alanındaki ışın sapmalarının varlığını kontrol edebilirlerdi. Çünkü rekabet çeşitli teoriler yerçekimi (Newton, Einstein, Nordström teorisi, vb.) ancak 20. yüzyılın başında daha da keskinleşti; bu etkinin ilk gözlemleri ancak 1919'a kadar uzanıyor. Bu tarih aynı zamanda deneysel ve tarihsel koşullardan da kaynaklanmaktadır. İlk olarak, güneş diskinin yakınındaki yıldızları gözlemlemek (yani gündüzleri!) yalnızca tam dolu saatlerde mümkündür. güneş tutulması. İkincisi, Birincinin başlangıcı dünya savaşı tüm araştırmaları askıya aldı.

Henry Cavendish'in çağdaş fiziğe dayanarak ışınların Güneş yakınlarında sapacağını öngördüğünü belirtmek ilginçtir. 1801'de bu etkinin büyüklüğü Johann von Soldner (1776–1833) tarafından hesaplandı. Bu şaşırtıcı değil; sonuçta, göreceli olmayan mekanikte, diğer cisimler gibi ışınların da saptırılması gerekir. Ancak Albert Einstein, özel görelilik teorisini oluşturduktan sonra aynı hesaplamayı yaparak sıfırdan farklı bir sonuç elde etti (1907). Ancak 1915'ten sonra derin analiz Onu genel görelilik teorisini formüle etmeye yönlendiren eşdeğerlik ilkesinin sonuçları üzerine Einstein, ışınların sapmasını yeniden hesapladı ve bunun iki kat daha büyük olduğu ortaya çıktı. O daha büyük. Dolayısıyla çeşitli teorilerin sapma açısına ilişkin aşağıdaki tahminlere sahibiz:

Dolayısıyla Einstein'ın genel görelilik teorisinde ışınların sapma açısı, göreli olmayan değerin iki katıdır. Bu etki, tutulma sırasında güneş diski yakınındaki yıldızların görünen konumlarının değişmesine neden olur. Aşağıdaki resimde yıldızlardan gelen ışık B gözlemci A bir noktadan geliyor gibi görünüyor B` , uzak B Açık açısal mesafe Açık gök küresi.

Arthur Stanley Eddington'un (1882–1944) 1919 tutulması sırasında incelediği etki buydu: Güneş tutulması sırasındaki gökyüzü fotoğrafları, altı ay önce gece çekilen fotoğraflarla karşılaştırıldı (o zamanlar Dünya gök küresine aynı şekilde bakıyordu). ). Gözlemler bağımsız olarak farklı noktalarda gerçekleştirildi. küre tam güneş tutulmasının gözlemlendiği yer. Deneylerin sonuçları Einstein'ın tahminleriyle %25 oranında örtüşüyordu. Daha sonraki deneyler de bu sonucu doğruladı.

Günümüzde, yerçekimi alanında ışınların saptırılmasının etkisi astronomide oldukça yaygın hale gelmiştir: Devasa galaksi kümeleri, kendi etraflarında bir toplama kuvveti görevi gören bir yerçekimi alanı yaratır. yerçekimi merceği. Ancak bu mercek hiçbir şekilde ince olmadığından kümenin arkasındaki gökadaların görüntüleri bozuktur. Mercekleme sonrasında bir ışık kaynağı oluşabilir Einstein çemberi(Şekil 1) ve aynı görüntünün birkaç kopyası, örneğin, Einstein haçı(Şekil 2). Son olarak, şek. Şekil 3, bir kara deliğin yakınındaki Einstein dairelerinin yapısının bir animasyonunu göstermektedir.

Newton ayrıca şunu da merak etti: Işık ışınları yerçekimi kuvvetlerine maruz kalıyor mu? O günlerde bu soruya olumlu ya da olumsuz yanıt verilemiyordu; deneysel veriler ve teorik genellemeler bu konuda bir şey söyleyemiyordu.

Kütle ve enerji arasındaki bağlantı kurulduktan sonra, ışık dalgalarının enerjiyi aktardığı uzun zamandır bilindiğinden, ışığın eylemsiz bir kütleye sahip olması gerektiği ortaya çıktı. Ve eğer öyleyse, o zaman eşdeğerlik ilkesine göre ışığın da ağır bir kütlesi olması gerekir, yani yasa. evrensel yerçekimiışık ışınlarına kadar uzanmalıdır. Ağır bir cismin yanından geçerken ışığın düz bir yoldan sapması gerekir (Şek. 37). Bir noktada bulunan gözlemci A, ışık kaynağını görecek İÇİNDE yönde değil AB, ve yönde AB'. İzlenim sanki ağır bir vücutmuş gibi olacak İLEışık kaynaklarını arkasına iter.

Einstein bu olguya 1907'de dikkat çekmişti; ancak sapmanın büyüklüğü başlangıçta kendisi tarafından yanlış hesaplanmıştı. 1911 ve 1915'teki sonraki çalışmalarda. gerekli düzeltmeleri yaptı ve bu sonuçları doğrulamak için gökbilimcilere bir teklifle yaklaştı.

Gerçek şu ki sapma çok küçük. Hemen ortaya çıktı ki, ışık ışınlarının elimizdeki herhangi bir cismin yakınında bükülmesi dünyanın yüzeyi o kadar önemsiz ki deneysel olarak tespit etmeye çalışmak kesinlikle umutsuz. Bunun için tüm bu cisimlerin kütleleri çok küçüktür. Tespit etmeyi umabileceğimiz tek şey, Güneş'e yakın ışık ışınlarının bükülmesidir. Eğer yıldızları Güneş'in yanında görmek mümkün olsaydı, bunun etkisi tiksintilervanya prensip olarak fark edilebilir.

Peki Güneş'in yanındaki yıldızları nasıl görebilirsin? Bu fırsat tam güneş tutulmaları sırasında ortaya çıkar. Güneş'in en ucunda bile, devasa kütlesine rağmen yıldızların yer değiştirmeleri hala son derece küçük olduğundan (Güneş'in görünen açısal çapından yaklaşık bin kat daha az), bunlar yalnızca fotoğrafik olarak tespit edilebilir. Bunu yapmak için, uygun bir astronomik alet kullanarak tutulma sırasında gökyüzünün Güneş'e bitişik kısmının fotoğrafını çekin ve ardından yaklaşık altı ay sonra, aynı yıldızlar geceleri görünür hale geldiğinde ikinci bir fotoğraf çekin. , mümkünse aynı koşullar altında aynı cihazla kontrol fotoğrafı. Bunları mikroskop altında birbirleriyle karşılaştırarak (plaka üzerindeki yıldızların yer değiştirmeleri milimetrenin yüzde biri kadardır), tespit etmeye ve ölçmeye çalışabilirsiniz. etkiEinstein.


İlk deneyler Dünya Savaşı'nın patlak vermesiyle engellendi, ancak 1919'da iki astronomik keşif gezisi nispeten başarılı fotoğraflar elde edecek kadar şanslıydı. Dikkatli ölçümler ve uygun işlemlerden sonra, itme etkisinin şüphesiz var olduğu keşfedildi. Sayısal değerinin Einstein tarafından hesaplanana son derece yakın olduğu ortaya çıktı.

Bu sonuçların yayınlanması o dönemde çok güçlü bir etki yarattı. Görelilik teorisi herkesin dikkatini çekti, kelimenin tam anlamıyla herkes onun hakkında konuşmaya başladı; çok geçmeden ona olan ilgi eşi benzeri görülmemiş boyutlara ulaştı. Tıp ve tarım dergileri de dahil olmak üzere her türlü dergide görelilik teorisiyle ilgili makaleler yayınlandı. Einstein dünyanın en popüler insanlarından biri oldu.

Bununla birlikte, daha sonra Einstein etkisine ilişkin gözlemlerin sonuçlarının ciddi bir değerlendirmesi, bu sonuçların mütevazı olmaktan öte olduğunu gösterdi. Gerçekten de Güneş'in yakınında ışık ışınlarının saptığı tespit edildi. Ancak doğru ölçümü bir takım zorluklarla ilişkilidir. Sapma çok küçük ve doğruluk sınırına yakın astronomik ölçümler. Fotoğraf çekerken güneş ışınları Cihazlar üzerinde güçlü bir etkiye sahip, onları ısıtıyor ve deforme ediyor en önemli ayrıntılar Aynalar ve lensler dahil. Kontrol fotoğrafları her zaman şu ya da bu şekilde farklı koşullar altında (örneğin farklı bir sıcaklıkta) çekilir. Bütün bunlar güvenilirliği büyük ölçüde azaltır niceliksel sonuçlar. Bu nedenle, bu durumda "görelilik teorisinin öngörülerinin parlak bir şekilde doğrulanması" sonucunun biraz aceleci olduğu düşünülmelidir.

1919'dan sonra Einstein etkisini gözlemlemeye yönelik girişimler, Sovyet bilim adamları (A. A. Mihaylov) da dahil olmak üzere birkaç kez tekrarlandı, ancak durum çok az düzeldi. Einstein'ın formülünün deneyle niceliksel uyumu hâlâ tartışmalıdır. Konunun niteliksel yönüne gelince, görelilik teorisinin yerçekiminin etkisi altında ışığın sapması hakkındaki sonucunun gözlemlerle tamamen doğrulandığını artık tam bir güvenle varsayabiliriz.

Sonuçları deneyimle doğrulanan herhangi bir teori geçerlidir. Bu birçok kişinin başına geldi bilinen teoriler Einstein'ın genel görelilik teorisi de dahil. Bu, fizikte zamanında ve gerekli bir adımdı ve çok sayıda deneyle doğrulandı. Temel unsuru, yerçekiminin, çeşitli ölçümlerle (uzayın geometrisi) tanımlanabilen, uzayın bir eğriliği olarak temsil edilmesiydi. Yıldızların ve galaksilerin uzayın eğriliğine göre ışık ışınları yerçekimi tarafından saptırılır. Astronomik gözlemler bu geometrik kavramı zekice doğruladı. Genel göreliliğin yapaylığı bazı fizikçiler arasında hâlâ şüphe ve memnuniyetsizlik uyandırıyor. Gözlemlenen fenomenler ve genel olarak yerçekiminin doğası için fiziksel bir temel bulmak gerekir. Yazar, yerçekiminin doğası hakkında bir hipotez öne sürdü. Vakum yapısının elektriksel bileşeni üzerine yapılan bir çalışmaya dayanmaktadır ve daha sonra manyetik sürekliliğin bir bileşeni ile desteklenmektedir. bu formda fiziksel boşluk dağıtım ortamını temsil eder elektromanyetik dalgalar(EMV); gerekli enerji verildiğinde bir maddenin doğuşu; atomlarda elektronların “izin verilen yörüngelerinin” oluşması için ortam, dalga özellikleri parçacıklar vb.

Işığın hızı sabit değildir uzay. Boşluk teorisi ile A. Einstein'ın teorileri arasındaki temel fark budur. Astronomik gözlemlere ve vakum yapısı teorisine dayanarak, önerilen aşağıdaki formülışık hızının yerçekimi ivmesine bağımlılığı için:

α –1 = 137,0359895 – karşılıklı devamlı ince yapı radyasyon;

R= 1,39876·10 –15 m – vakum yapısının elektrik bileşeninin dipol mesafesi;

G[m/s 2 ] – yerel yer çekimi ivmesi;

E σ = 0,77440463 [ A –1 M 3 C–3 ] – spesifik elektriksel polarizasyon vakum;

S= 6,25450914 10 43 [ A· S· M–4 ] – vakumun deformasyon polarizasyonu.

Dünya şartlarında ölçülen ışığın hızını 2,99792458(000000) 10 8 m/s bilerek, uzaydaki hızını formül (1) kullanarak belirliyoruz. İle 0 = 2,997924580114694·10 8 m/sn. Dünyanın ışık hızından çok az farklıdır ve 9 ondalık basamak hassasiyetiyle belirlenir. Dünyanın ışık hızının daha da iyileştirilmesiyle belirtilen değer değişecektir. uzay. Öküzden yeni teori Fresnel ve Huygens ışığının, bir ortamdan hıza geçiş sırasında kırılma indisinin olduğu bilinmektedir. İleÇarşamba günü 0 hızda e eşittir

Bizim durumumuzda ışının güneş yüzeyinin normaline geliş açısı şuna eşittir: Ben 0 =90°. Işığın Güneş tarafından saptırılmasının büyüklüğünü tahmin etmek için iki ışık yayılım modeli örnek verilebilir.

1. Güneşin yerçekimi ivmesinin 273,4 m/s2 olduğu "boş" bir yarı uzaydan yarı uzaya geçiş sırasında ışığın kırılmasının modeli. Doğal olarak bu en basit model kasıtlı olarak yanlış bir sonuç verecektir, yani: verilen kırılma indisine göre açı şu şekilde belirlenir:

13,53" (yay saniyesi).

2. 1/ kanununa göre artan ve azalan alandaki ışın yayılım fonksiyonu esas alınarak diferansiyel-integral yöntemi kullanılarak daha doğru bir model hesaplanmalıdır. R 2 Güneş'in çekim potansiyeli. Yardım tamamen beklenmedik bir yönden geldi - sismolojiden. Sismolojide ışın yolunu belirleme sorunu çözüldü elastik dalgalar Yeryüzündeki bir kaynaktan (deprem, yer altı atom patlaması) ve onun çıkış açısına kadar karşı taraf Toprak. Çıkış açısı, Güneş'in bir ışının kaynaktan sapmasına ya Dünya'nın yörüngesini içeren bir küre üzerinde ya da Güneş'ten çok uzak bir mesafede saptırılmasının istenen benzetmesi olacaktır. Sismolojide var basit formülçıkış açısını belirlemek için sismik dalga sabit bir ışın parametresi aracılığıyla

P = [R 0 / V(R)] çünkü( Ben) = yapı, Nerede:

R 0 – Dünyanın yarıçapı; V(R) mesafeye (Dünyanın merkezinden yarıçap) bağlı olarak elastik dalgaların hızının bir fonksiyonudur; Ben– çıkış açısı.

Sismolojik formülü dönüştürelim kozmik mesafeler ve ışık hızı:

Bayan– Güneş'in kütlesi. R– Merkezinde Güneş'in bulunduğu kürenin değişken yarıçapı, belirlenir birlikte Güneş'e yakın geçen bir ışık kaynağına ışın; 2,062648·10 5 – açının radyanının saniyeye dönüştürülmesi.

Bu formüldeki sabitle ilgili soru ortaya çıkıyor. Bilim tarafından iyi bilinen dünya temel sabitleri temelinde çözülebilir. Deneysel sapma açısı 1,75"tir.

Bu değere dayanarak şunu belirleriz:

yapı = Δ t sabiti (MxR 2 güneş / M güneş Rx 2) / (π · 137.0359) 2 .

π sayısı ve ince yapı sabitinin tersi temel sabitler modern dünyamızın. Δ numarası t sabiti = 1[S] boyutu girmek için gereklidir. Davranış ( MxR 2 güneş / M güneş Rx 2) – Evrendeki tüm olası kütleler ve boyutları için, astronomide alışılagelmiş olduğu gibi tanıtıldı: tüm kütleleri ve boyutları güneş parametrelerine indirgemek.

Şek. Şekil 1, bir ışık ışınının kaynağına olan mesafeye bağlı olarak Güneş tarafından sapma açısının bağımlılığını göstermektedir.

Pirinç. 1. Bir ışık ışınının Güneş tarafından sapma açısının, Güneş'in yakınından geçen bir yol boyunca kaynağa olan mesafeye bağlılığı

Kesin deneysel verilerle tam uyum elde ettik. Kaynak, Dünya'nın yörüngesine karşılık gelen kürenin içinde hareket ettiğinde, şeklin grafiğine göre ışının Güneş tarafından sapma açısının azalması ilginçtir. Bu teorinin bir tahmini, Güneş'in yüzeyindeki veya yakınındaki bir kaynaktan gelen ışık ışınının yalnızca 1,25" sapacağıdır.

Schwarzschild çözümü:

Burada R g = 2MG / C 2 – Schwarzschild yarıçapı veya yerçekimi yarıçapı.

Işık Huzmesi Sapması Ben = 4MG / C 2 R= 1,746085", burada R– bizim durumumuzda Güneş'in yarıçapına eşit olan çarpma mesafesi.

Formül (1) şunu verir: Ben= 1,746054". Fark sadece 5. hanededir.

1. Elde edilen sonuçlar en azından önerilen konseptin tutarlılığını göstermektedir. Uzayda "yerçekimi mercekleri" olarak adlandırılan oluşumların oluşumu da ışık hızının yerçekimine bağlı olmasıyla açıklanmaktadır.
2. Genel görelilik ve boşluk teorisinde aynı deneysel doğrulamalar mevcuttur.
3. GTR daha ziyade geometrik teori Newton'un yerçekimi yasasıyla desteklenmiştir.
4. Vakum teorisi yalnızca şunlara dayanmaktadır: fiziksel ilişkiler Bu, Faraday'ın indüksiyon yasalarına göre vakum yapısı tarafından çekime maruz kalan kütlelerin varlığında, vakum polarizasyonu biçiminde yerçekiminin keşfedilmesini mümkün kıldı.
5. Genel görelilik, fiziğin gelişimi için olanaklarını tüketti; boşluk teorisi, boşluğun incelenmesi olasılığının önünü açtı; doğal çevre ve boşluğun özelliklerine ilişkin fizik ve teknolojilerin ilerlemesinin önünü açıyor.

Sonuç olarak astrofizikçi P.A.'ya derin şükranlarımı sunuyorum. Tarakanov'a çok yararlı bir yorum için teşekkür ederiz. değişken kütle Saptırma ışınının formülünde Güneş'in kütlesini bilimin bildiği başka herhangi bir kütleyle değiştirebilirsiniz.

Edebiyat

1. Rykov A.V. Doğal fiziğin başlangıcı // OIPHZ RAS, 2001, s. 54.
2. Savarensky E.F., Kirnos D.P. Sismoloji ve sismometrinin unsurları // Durum. teknik-teori. Yayınlandı, M.: 1955, s. 543.
3. Clifford M. Will. Genel Görelilik ve Deney Arasındaki Yüzleşme // Fiziksel İncelemecinin Ön Baskısı (arXiv: gr- qc/ 0103036 v1 12 Mart 2001).

Bu yılki dergimizin beşinci sayısındaki kozmolojiyle ilgili bir önceki hikayemiz, yakın zamanda Evrendeki en uzak nesne unvanının yeniden sahibini değiştirmesiyle sona erdi. W. Keck'in (Hawaii) adını taşıyan on metrelik teleskop kullanılarak, spektrumdaki çizgilerinin kırmızıya kayması z = 4.921 olan bir galaksi keşfedildi. Bu, bizden uzaklığının yaklaşık on milyar ışık yılı olduğu ve onu on milyar yıl önceki haliyle, yani Evrenin genişlemesi başladıktan çok kısa bir süre sonra gördüğümüz anlamına geliyor.

Çok etkileyici bir keşif. Yazarları, Groningen Üniversitesi'nden (Hollanda) M. Franks ve Santa Cruz'daki (ABD) Kaliforniya Üniversitesi'nden G. Illingworth, ellerinde benzersiz bir nesne bulunduğunu fark ederek, en güçlü astronomik verileri kullanarak çalışmalarına devam ettiler. teknoloji. Şampiyon galaksi Hubble Uzay Teleskobu tarafından görüntülendiğinde, bu yıldız sisteminin olağandışı yay şeklinde bir şekle sahip olduğu ortaya çıktı. Gökbilimciler böyle galaksilerin var olmadığını biliyorlar! Bu nedenle, keşfin yazarları şunu belirtti: gerçek şekil galaksiler “yerçekimi merceği” etkisi nedeniyle bozulur. Galaksileri görebildiğimiz bu “mercek” nedir?

"Tabii ki kimse bu fenomeni doğrudan gözlemlemeyi ümit edemez."
A. Einstein, “Yerçekimi alanında ışık saptırıldığında bir yıldızın mercek benzeri hareketi” makalesinden, 1936

Einstein etkisi

18. yüzyılın birçok fizikçisinin yaptığı gibi, ışığı parçacıklardan oluşan bir akış olarak düşünürsek, büyük bir cismin yanından geçen bir ışık ışınının sapması oldukça açık bir olgudur. Bu durumda ışık parçacıkları için Newton gök mekaniği kanunları geçerlidir. Alman bilim adamı Soldner bunları kullanarak 1801'de Güneş'in yüzeyine yakın geçen uzak bir yıldızdan gelen ışık ışınının 0,87 yay saniyesi kadar sapması gerektiğini hesapladı. Ancak çok geçmeden Fresnel'in deneyleri sayesinde fizikte bu durum anlaşıldı. dalga teorisiışık ve Soldner'ın çalışmaları uzun süre unutuldu. Sadece 1915'te yaratıldı genel teori Görelilik teorisine göre Albert Einstein, ışığın Güneş alanındaki sapmasını bir kez daha hesapladı (ancak bu çerçeve dahilinde) yeni fizik) ve iki katına çıktı daha büyük açı: 1,75 yay saniyesi. Bu fark, yeni yerçekimi teorisinin testlerinden biri haline geldi.

Einstein'ın beklediği etki 1919'da deneysel olarak doğrulandı: daha sonra, tam güneş tutulması sırasında, Arthur Eddington liderliğindeki bir gökbilimciler gezisi, güneş diskinin kenarına yakın görünen yıldızların görüntülerinin normal yerlerine göre biraz kaydığını belirledi. gökyüzünde. Güneş, yıldızların ışınlarını bükerek, onların görüntülerinin yıldızın merkezinden tam olarak Einstein'ın öngördüğü ve (neyse ki) gökbilimcilerin efsanevi "astronomik hassasiyetleriyle" ölçebildiği kadar önemsiz bir miktarda uzaklaşmasına neden olur. Etki, en hassas cihazlar tarafından zar zor fark edilebilir ve çok az kişi bu incelikli olgunun bir gün önemli bir bilimsel tekniğe yol açacağını bekleyebilirdi.

Yerçekimi merceği

Ancak gökbilimciler hemen Einstein etkisine dikkat çektiler: Sonuçta, büyük vücutışık ışınlarını teleskop merceğiyle aynı şekilde, yani optik eksene doğru saptırır. Sonuç olarak, ışınlar uzakta bir yerde bir odak noktasında birleşmek zorundadır. Bu mesafeler gerçekten çok büyük: Güneş'e en yakın odak noktası Dünya'dan 550 kat daha uzakta bulunuyor. Fakat, uzun mesafeler Geniş alanın tamamı “laboratuvar masası” olan gökbilimcileri korkutmayın. Bu nedenle, İngiliz O. Lodge ve A. Eddington zaten 1919 1920'de "yerçekimi merceklerinin" özelliklerini değerlendirdiler, ancak henüz iyimser sonuçlar çıkarmadılar.

O yılların Rusya'sında herkesin bu egzotiklikten heyecanlanabileceğini hayal etmek zor, ancak 1924'te ünlü St. Petersburg fizik profesörü Orest Daniilovich Khvolson yerçekimsel mercekleri tartıştı. 1935'te Leningradlı gökbilimci Gavriil Adrianovich Tikhov, Ocak ayında okuduktan sonra onlarla ilgilenmeye başladı. gelecek yıl Leningrad ve Pulkovo'da bunlar hakkında dersler verdi ve 1938'de Nature dergisinde bununla ilgili bir makale yayınladı.

Ancak o yıllarda yerçekimsel merceklere olan ilgi zaten göze çarpıyordu. Einstein'ın kendisi de Science dergisinde bir mesaj yayınlıyor ve makalemizin epigrafından da görülebileceği gibi, beklentilerin çok kötümser olduğunu belirtiyor. pratik kullanım böyle "lensler". Daha geç işler mercek yıldızıyla ilgili durumun Einstein'ın düşündüğünden daha da kötü olduğunu gösterdi: yıldızın şeklinin mükemmel bir küreden herhangi bir sapması, örneğin dönüşü nedeniyle, yalnızca etkinin tespit edilmesini zorlaştıracaktır.

Genel olarak konuşursak, yerçekimi merceğinin etkisini arkasında bulunan uzak bir kaynağın karakteristik görüntüsünden fark edebilirsiniz. Gözlemci tam olarak ideal bir merceğin optik ekseninde bulunuyorsa, bu görüntü parlak bir halka (şimdi "Einstein halkası" olarak biliniyor) olarak görünür ve gözlemci eksenden uzaklaştığında halka kararır ve kırılır. noktalar halinde daralan iki yay. Üstelik bunlardan biri merceğin merkezine yaklaşarak soluklaşıp tamamen kayboluyor, ikincisi ise mercekten uzaklaşarak kaynağın bozulmamış görüntüsü haline geliyor. Merceğin çekim alanı tam olarak küresel değilse, görüntü çok daha karmaşık hale gelir ve birçok parçaya "parçalanır"; belirtilen etkiyi fark etmek oldukça zorlaşıyor.

Mercek yıldızının kendisinin güçlü bir ışık kaynağı olması ve gözlemciye tasvir ettiği nesneden çok daha yakın olması da aynı derecede önemlidir. Böyle bir merceğin parlama etkisi ancak kaynak görüntünün parlaklığını önemli ölçüde arttırdığı takdirde aşılabilir. Bu, prensip olarak mümkündür, ancak yalnızca gözlemcinin tam olarak merceğin optik eksenine yerleştirildiği kısa anda, şans eseri ona binme ve hatta uzayda koşarak Dünya üzerinde oturma şansı küçüktür.

Ama bunlar nerede gerçek nesneler Bu tür lenslerin rolünü hangisi oynayabilir? Güneşimiz bize çok yakın olduğundan, Dünya'ya doğru büktüğü ışınlar henüz odaklanmamıştır. Ve en yakın yıldızlar o kadar uzakta ki, etraflarındaki Einstein halkalarının boyutları yay saniyenin yüzde biri kadar olmalıdır. Ve o zaman bile ancak şanslıysak ve bunlardan birinin arkasında parlak bir kaynak gizlenmişse. Einstein'ın zamanında çoğu gökbilimci, bu tür teorik karmaşıklığı arama fikrini zaman kaybı olarak görüyordu.

Uzay Serapları

Ancak hâlâ yerçekimsel mercekler fikrini çok ciddiye alan genç bir bilim adamı vardı. Bu kişi İsviçreli gökbilimci Fritz Zwicky (1898 -1974) idi. çoğu ABD'de, Kaliforniya'da yaşam Teknoloji Enstitüsü. 1937 yılında sadece bir yıldızın değil, bir grup yıldızın da ışık ışınlarını bükebildiği fikrini ortaya attı. Diyelim ki bütün bir galaksi, hatta dev bir galaksi kümesi. İşte o zaman Zwicky bir galaksi kümesinin kütlesinin nasıl ölçüleceğini düşünüyordu ve ışığın bükülmesinin bunun için uygun bir gösterge olduğunu fark etti.

Genel olarak Fritz Zwicky inanılmaz derecede çok yönlü ve üretken bir bilim adamıydı: Bazıları yaşamı boyunca doğrulanan birçok tahminde bulundu. Örneğin, bir süpernova patlamasının bir nötron yıldızı oluşturacağını tahmin etmişti ve altmışlı yılların sonlarında süpernova patlamalarının olduğu yerde nötron yıldızlarının keşfine gerçekten tanık oldu. Ancak onun tahmin ettiği ışığın galaksiler tarafından saptırılması ilk olarak 1979'da, İngiltere ve ABD'den bir grup gökbilimcinin kazara bir kuasarın çift görüntüsünü bulmasıyla keşfedildi; daha sonra ortaya çıktığı gibi, yerçekimi merceği tarafından oluşturuldu. eliptik bir galaksi.

Bu yüzyılın başında ışığın yerçekimi alanındaki sapması neredeyse hiç fark edilemiyorsa, yüzyılın sonuna gelindiğinde bu durum neredeyse fark edilmiyordu. ince etki astronomi için güçlü bir araç haline geldi. Şimdi bilmeceyi onun yardımıyla çözmeye çalışıyorlar karanlık madde Galaksiyi çevreleyen ve kendisini bir yerçekimi alanı olarak gösteren, ancak görünüşe göre elektromanyetik dalgalar yaymayan.

Yerçekimi merceğinden parlayan uzak bir radyasyon kaynağının rolü genellikle kuasarlar tarafından oynanır - devasa güce sahip nesneler, muhtemelen genç ve dolayısıyla çok uzak galaksilerin aktif çekirdekleri. Bu durumda merceğin rolü, bize daha yakın olan büyük bir galaksi veya bunların bir kümesi tarafından oynanır. Yirmi yıldan kısa bir süre içinde gökbilimciler, görüntüleri büyük ama nispeten sönük bir nesnenin alanında güçlü bir şekilde kavisli ve hatta bölünmüş olan yirmiden fazla yerçekimsel mercekli kuasar keşfettiler. Yerçekimsel merceklerin tanımlanmasını mümkün kılan, çarpık görüntülerdir, çünkü optik özellikleri mükemmel olmaktan çok uzaktır: ışınları çok fazla odaklamazlar, yönlerini değiştirirler.

Eğlence evindeki kuasarlar

Devasa bir galaksi mükemmel bir şekilde yuvarlak olsaydı ve onun tam üzerinde bir kuasar yer alsaydı, onun kesin görüntüsü bir “Einstein halkasına” dönüşürdü. Ancak galaksilerin karmaşık şekil ve kuasarlar herhangi bir şekilde konumlandırılabilir, dolayısıyla yerçekimsel bir mercekteki görüntüleri genellikle birkaç, en basit durumda, birbirine yakın aralıklı iki noktadan oluşan bir sistemi temsil eder. Yüksek etkinlikleri ve parlaklık değişkenlikleri, aynı kuasarın iki görüntüsünü yakınlarda görülen iki farklı kuasardan ayırt etmeye yardımcı olur: eğer iki görüntü eşzamanlı olarak yanıp sönüyorsa, bunlar aynı kuasar'a aittir.

Doğru, bazen bir görüntü bir süre gecikmeyle diğerinin "göz kırpışlarını" tekrarlıyor. Birkaç görüntü varsa, her görüntüden gelen ışık bize kendi yoluyla ulaştığı için her birinin kendi zaman gecikmesi vardır. Bir kuasarın iki görüntüsündeki aynı parlaklık dalgalanmaları arasındaki, birkaç aydan birkaç yıla kadar değişen gecikmeyi ölçerek, ışık ışınının yollarının uzunluğundaki farkı hesaplamak kolaydır. Ve eğer galaksinin şeklini belirleyebilirseniz, zaman gecikmesiyle onu bulabilirsiniz. gerçek boyut. Bunu galaksinin gözlemlenen açısal boyutuyla karşılaştırarak ona olan mesafeyi ve spektrumundaki çizgilerin konumuna göre bizden uzaklaşma hızını bulmak kolaydır. Son olarak gökbilimciler bu hızı mesafeye bölerek temel bir nicelik olan Hubble sabitini belirler. en önemli mülk Evren.

Bütün bunlar teoride kolaydır, ancak pratikte bu tür çalışmalar, yalnızca teleskop kullanımında değil, aynı zamanda güçlü teleskop kullanımında da gözlemcilerin en yüksek becerisini gerektirir. matematiksel yöntemler görüntü işleme. Yerçekimi merceği görevi gören bir galaksiyi incelemek, onun etkisiyle çarpık bir kuasar görüntüsünü tespit etmekten çok daha zordur. Galaksinin soluk görüntüsü kuasarın parlak ışığı altında boğulmuştur (her ne kadar Dünya standartlarına göre ikisi de son derece soluk olsa da: Ay'da yanan bir masa lambasından daha parlak değiller). Ancak yine de gökbilimciler bu görevi üstlendiler.

Son zamanlarda, Frederic Kurbin'in (Astrofizik Enstitüsü, Liege, Belçika) grubu, Avrupa Güney Gözlemevi'nde (La Silla, Şili) yerçekimsel merceklenmeye maruz kalan HE 1104 -1805 kuasarını inceledi. Işığı büken galaksi, spektrumun kızılötesi aralığında keşfedildi, çünkü bizden uzaklaşan yıldız sisteminin radyasyon spektrumundaki maksimum, Doppler etkisi nedeniyle bu aralıkta kaymıştı. Kırmızıya kayması z = 2,3 olan bir kuasar ve yerçekimsel mercek tarafından çatallanan bir görüntü 1993 yılında keşfedildi. Optik aralıktaki gözlemler, 1995 yılında kuasar görüntüleri arasında bilinmeyen nitelikte soluk bir nesnenin fark edilmesini mümkün kıldı. Ve sadece 1997'de yardımıyla yeni teknoloji ve matematiksel görüntü işleme yöntemleri bu nesnenin doğasını anlamayı başardı.

Kızılötesinde bir dizi görüntü alarak ve görüntülerin kalitesini artırmak için yeni bir algoritma kullanan gökbilimciler, daha önce yalnızca mevcut olan 0,27 ark saniyelik açısal çözünürlüğe ulaştılar. uzay teleskopu. Doğru, aynı anda bile bir kuasarın iki parlak görüntüsü arasına sıkıştırılmış sönük bir galaksinin spektrumunu elde etmek mümkün değildir. Ancak kuasarın spektrumunda kırmızıya kayması z = 1,66 olan soğurma çizgileri görülebildiğinden, bunların önünde yer alan galaksiye ait oldukları oldukça açıktır. Böylece, bizden saniyede yaklaşık iki yüz bin kilometrelik bir uzaklaşma hızına ve altı ila dokuz milyar ışıkyılı mesafeye karşılık gelen kırmızıya kaymasını bulmayı başardık.

Eğer mercek galaksisi gerçekten bu mesafede bulunuyorsa, kuasarın iki görüntüsünün parlaklık değişimleri arasındaki zaman gecikmesi üç ila dört yıl olmalıdır. Gökbilimciler bu değeri ölçerek Hubble sabitini birkaç yıl içinde önemli ölçüde iyileştirmeyi umuyorlar. Böylece adım adım evrenin gizemini çözmeye yaklaşıyoruz.

Gerçeklerin eksikliği de bir gerçektir

Yerçekimi merceği hızla astrofizikte çalışan bir araç haline geliyor. Rutin bir araç bile diyebilirsiniz, çünkü önemli gerçek Sadece mercek efektinin tespiti değil aynı zamanda bazı durumlarda yokluğu da dikkate alınır. Örneğin yakın zamanda, yörüngedeki Compton Gama Işını Gözlemevi'nden gelen verileri analiz eden ABD'li bilim insanları, Galaksimizi çevreleyen geniş bir sert radyasyon halesi keşfettiler. Bu olguyu açıklamak için çeşitli versiyonlar önerilmiştir.

İlk olarak gama ışınları üretilebilir kozmik ışınlar parçacıkları optik veya kızılötesi fotonlarla çarpıştığında enerjilerini kendilerine aktaran ve onları sert gama radyasyonunun kuantumlarına dönüştüren (bu arada, gözlemevi uydusu gibi bu etkiye Compton adı verilir). Bazı galaksilerin çevresinde böyle bir kuantum halesi gözlemleniyor. Ancak Galaksimizde bunun için yeterli kozmik ışının bulunmadığına inanılıyor.

Gama ışınlarının kaynağı da olabilir nötron yıldızları pulsarlar. Ancak gözlemlenen yoğunluğun sağlanması için galaktik haledeki sayıları çok fazla olmalıdır. İşte bu noktada yerçekimsel merceklenme etkisi devreye giriyor: Galaktik halede bu kadar çok pulsar varsa, o zaman neden kendilerini yerçekimsel mikro mercekler olarak göstermiyorlar? Bu, bu fikre karşı ciddi bir argümandır.

Bu nedenle, bilim adamları Galaksinin gama ışını koronasının en egzotik açıklamasına eğilimlidirler: belki de bir gama ışını bulutu, Evrende varsayımsal süper kütleli bir "gizli kütlenin" varlığının dolaylı kanıtıdır. temel parçacıklar. Galaksimizin halesinde böyle bir "gizli kütlenin" varlığından uzun süredir şüpheleniliyordu. Ve bu bilinmeyen parçacıklar birbirleriyle çarpıştığında gama ışınları üretilebiliyor.

Öyle görünüyor ki gökbilimciler, Evrenin parlak maddesinin, tüm yıldızlarının ve yıldızlararası gaz bulutlarının, gizli kütlenin siyah, görünmez bir "kahvesinin" yüzeyindeki hafif bir "köpük" olduğu fikrini çoktan kabul etmişler. Bunu anladıktan sonra, bu gizemli görünmez maddeyi tespit edip incelemenin yollarını aramaya başladılar. Buraya kadar açık olan bir şey var: Karanlık madde her halükarda bir çekim kaynağıdır; bu nedenle onu aramak gerekir. Yerçekimi mercekleri bu amaç için idealdir. Çoğu zaman olduğu gibi, klasikler keşiflerinin olanaklarını değerlendirirken hata yaptılar; yerçekimsel merceklerin büyük bir geleceği var.

Görünmez galaksiler mi?

1997'nin sonlarında, gizli maddeyi aramak için yerçekimsel merceklerin kullanılması meyvelerini vermiş gibi görünüyordu. Gökbilimci M. Hawkins (Kraliyet Gözlemevi, Edinburgh), Evrenin görünmeyen büyük kütleli bileşenlerinden birinin, yıldızlardan yoksun galaksiler olabileceğini belirtti. İddiasını, yerçekimsel olarak merceklenen kuasarların eşleştirilmiş görüntülerinin incelenmesine dayandırıyor. Bu tür sekiz çift üzerinde yapılan bir çalışmada Hawkins, yalnızca iki durumda ışığı büken çiftleri tespit edebildi. yıldız sistemleri. Kuasarların geri kalan altı bölünmüş görüntüsünde, kütleçekimsel mercek galaksisine ait hiçbir optik iz tespit edilmedi. Ve görüntülerin bozulmasına bakılırsa, bu mercekler kütle bakımından Galaksimizden daha aşağı değildir.

Hawkins ve meslektaşları, yıldız popülasyonlarından yoksun ve yalnızca gazdan oluşan "başarısız galaksileri" bu şekilde keşfedecek kadar şanslı olduklarına inanıyorlar. Bu gazın geçmesini hangi sebep engelledi? yerçekimi çöküşü ve yıldızlara mı küçüleceğiz? Belki de bunun nedeni protogalaktik bulutun başlangıçtaki hızlı dönüşüdür: merkezkaç kuvveti gazdan yıldız oluşumu başlamadan önce galaksinin büzülmesini durdurdu. Eğer durum gerçekten böyleyse, o zaman gökbilimciler sevinebilir: Bir başka “Evrenin görünmez canavarı”nı keşfettiler karanlık galaksiler. Bu keşfin (eğer gerçekleştiyse) gizli kütlenin gizemini çözüp çözmeyeceğini gelecek gösterecek.

1 Uzak nesnelerin hızının bir ölçüsü olarak gökbilimciler, spektrumlarındaki çizgilerin kırmızıya kaymasını, yani Doppler etkisi nedeniyle çizgilerin dalga boyundaki göreceli değişimi kullanırlar. Uzaktaki tüm nesneler bizden uzaklaştığından çizgiler daima spektrumun kırmızı kısmına doğru kayar. dikkate alınarak göreceli etkiler kırmızıya kayma z = 1 saniyede 180.000 kilometre hıza karşılık gelir; z = 2'de hız saniyede 214.300 kilometredir; z = 3'te hız saniyede 233.300 kilometre, z = 4'te ise hız saniyede 245.500 kilometredir. Evrenin Hubble genişlemesi sırasında bir nesne ne kadar uzaktaysa gözlemciden o kadar hızlı uzaklaşır; bu nedenle kırmızıya kayma aynı zamanda uzak galaksilere ve kuasarlara olan mesafenin bir ölçüsü olarak da hizmet eder. Ancak burada basit bir bağlantı yok çünkü bu Evrenin genişleme tarihine bağlı.