Işığın sapması kanunu. Evren odak dışı

Fullerenler ve karbon nanotüpler. Özellikler ve uygulama

1985 yılında Robert Curl, Harold Croteau Ve Richard Smalley tamamen beklenmedik bir şekilde temelde yeni bir karbon bileşiği keşfetti - fulleren benzersiz özellikleri bir araştırma telaşına neden oldu. 1996 yılında fullerenleri keşfedenlere Nobel Ödülü verildi.

Fulleren molekülünün temeli karbon- bu eşsiz kimyasal elementçoğu elementle birleşip molekül oluşturma yeteneği ile karakterize edilir. farklı kompozisyon ve binalar. Okul kimya dersinizden elbette karbonun iki ana özelliği olduğunu biliyorsunuzdur. allotropik durumlar-grafit ve elmas. Yani fullerenin keşfiyle karbonun başka bir allotropik duruma kavuştuğunu söyleyebiliriz.

Öncelikle grafit, elmas ve fulleren moleküllerinin yapılarına bakalım.

Grafitsahip olmak katmanlı yapı (Şek.8) . Her katman, düzenli altıgenler halinde birbirine kovalent olarak bağlanmış karbon atomlarından oluşur.

Pirinç. 8. Grafit yapısı

Bitişik katmanlar zayıf van der Waals kuvvetleri tarafından bir arada tutulur. Bu nedenle birbirlerinin üzerinden kolayca kayarlar. Bunun bir örneği basit bir kalem olabilir - bir grafit çubuğu kağıdın üzerine sürüklediğinizde, katmanlar yavaş yavaş birbirlerinden "soyulur" ve üzerinde bir iz bırakır.

Elmasüç boyutu var tetrahedral yapı (Şekil 9). Her karbon atomu diğer dört karbon atomuna kovalent olarak bağlanmıştır. Kristal kafesteki tüm atomlar birbirinden aynı uzaklıkta (154 nm) bulunur. Her biri diğerlerine doğrudan kovalent bağla bağlanır ve kristalin içinde, boyutu ne olursa olsun, dev bir makromolekül oluşur.

Pirinç. 9. Elmas yapısı

Sayesinde yüksek enerji kovalent bağlar C-C, elmas en yüksek dayanıklılığa sahiptir ve yalnızca değerli bir taş olarak değil, aynı zamanda metal kesme ve taşlama aletlerinin üretiminde hammadde olarak da kullanılır (okuyucular çeşitli metallerin elmasla işlenmesini duymuş olabilirler)

FullerenlerAdlarını mimari inşaatta kullanılmak üzere benzer yapıları icat eden mimar Buckminster Fuller'ın onuruna aldılar (bu nedenle bunlara aynı zamanda denir) bucky topları). Fullerene, futbol topunu çok anımsatan, 5 ve 6gen şekilli "yamalardan" oluşan bir çerçeve yapısına sahiptir. Bu çokyüzlünün köşelerinde karbon atomları olduğunu hayal edersek, en kararlı fulleren C60'ı elde ederiz. (Şekil 10)

Pirinç. 10. Fullenin yapısıÇ 60

Fulleren ailesinin en bilinen ve aynı zamanda en simetrik temsilcisi olan C60 molekülünde altıgen sayısı 20'dir. Üstelik her beşgenin sınırında yalnızca altıgen vardır ve her altıgenin üç tane vardır. ortak yönler altıgenler ve üçü de beşgenlerdir.

Fulleren molekülünün yapısı, böyle bir karbon "topunun" içinde bir boşluğun oluşması nedeniyle ilginçtir; kılcal özellikler diğer maddelerin atomları ve molekülleri dahil edilebilir, bu da örneğin bunların güvenli bir şekilde taşınmasını mümkün kılar.

Fullerenler incelenirken, 36'dan 540'a kadar farklı sayıda karbon atomu içeren molekülleri sentezlendi ve incelendi. (Şekil 11)

ABC)

Pirinç. 11. Fullerenlerin yapısı a) 36, b) 96, c) 540

Ancak karbon çerçeve yapılarının çeşitliliği burada bitmiyor. 1991 yılında Japon bir profesör Sumio Iijima adı verilen uzun karbon silindirlerini keşfetti. nanotüpler .

Nanotüp bir milyondan fazla karbon atomundan oluşan, yaklaşık bir nanometre çapında ve birkaç on mikron uzunluğunda bir tüp olan bir moleküldür. . Borunun duvarlarında karbon atomları düzenli altıgenlerin köşelerinde bulunur.

Pirinç. 13 Karbon nanotüpün yapısı.

a) nanotüpün genel görünümü

b) nanotüpün bir ucu yırtılmış

Nanotüplerin yapısı şu şekilde hayal edilebilir: Bir grafit düzlemi alıyoruz, ondan bir şerit kesiyoruz ve onu bir silindire "yapıştırıyoruz" (gerçekte elbette nanotüpler tamamen farklı bir şekilde büyüyor). Görünüşe göre daha basit olabilirdi - bir grafit düzlemi alıp onu bir silindire yuvarlıyorsunuz! – ancak şu ana kadar deneysel keşif Teorisyenlerin hiçbiri nanotüpleri öngörmedi. Yani bilim adamları sadece onları inceleyip şaşırabilirlerdi.

Ve şaşıracak bir şey vardı - sonuçta bu muhteşem nanotüpler 100 bin ağırlığında.

İnsan saçından kat kat daha ince olan malzemenin son derece dayanıklı bir malzeme olduğu ortaya çıktı. Nanotüpler çelikten 50-100 kat daha güçlüdür ve altı kat daha az yoğunluğa sahiptir! Young modülü – Malzemenin deformasyona karşı direnç seviyesi, nanotüpler için geleneksel karbon fiberlere göre iki kat daha yüksektir. Yani tüpler sadece güçlü değil aynı zamanda esnektir ve davranışları kırılgan pipetlere değil sert kauçuk tüplere benzemektedir. Kritik olanları aşan mekanik gerilimlerin etkisi altında, nanotüpler oldukça abartılı davranırlar: “yırtılmazlar”, “kırılmazlar”, sadece kendilerini yeniden düzenlerler!

Şu anda nanotüplerin maksimum uzunluğu onlarca ve yüzlerce mikrondur; bu elbette atomik ölçekte çok büyük, ancak atomik ölçekte çok küçüktür. günlük kullanım. Bununla birlikte, ortaya çıkan nanotüplerin uzunluğu giderek artıyor - şimdi bilim adamları zaten santimetre çizgisine yaklaştılar. 4 mm uzunluğunda çok duvarlı nanotüpler elde edildi.

Nanotüpler en çok gelir farklı şekiller: Tek katmanlı ve çok katmanlı, düz ve spiral. Buna ek olarak, en beklenmedik elektriksel, manyetik ve optik özelliklerin geniş bir yelpazesini gösterirler.

Örneğin, grafit düzleminin özel katlanma düzenine bağlı olarak ( kiralite), nanotüpler elektriğin hem iletkenleri hem de yarı iletkenleri olabilir. Nanotüplerin elektronik özellikleri, tüplerin içine başka maddelerin atomlarının eklenmesiyle bilinçli olarak değiştirilebilir.

Fullerenlerin ve nanotüplerin içindeki boşluklar uzun zamandır dikkat çekmektedir.

bilim adamları. Deneyler, eğer bir maddenin atomu fulleren içerisine dahil edilirse (bu işleme "interkalasyon", yani "birleşme" denir), bunun onu değiştirebileceğini göstermiştir. elektriksel özellikler ve hatta bir yalıtkanı süper iletkene dönüştürün!

Nanotüplerin özelliklerini de aynı şekilde değiştirmek mümkün müdür? Evet çıkıyor. Bilim adamları, bir nanotüpün içine, içinde zaten gömülü gadolinyum atomları bulunan tam bir fulleren zinciri yerleştirmeyi başardılar. Böyle olağandışı bir yapının elektriksel özellikleri, hem basit, içi boş bir nanotüpün özelliklerinden hem de içinde boş fullerenler bulunan bir nanotüpün özelliklerinden çok farklıydı. Bu tür bileşikler için özel kimyasal sembollerin geliştirildiğini belirtmek ilginçtir. Yukarıda açıklanan yapı Gd@C60@SWNT olarak yazılmıştır, bu da "Tek Duvarlı NanoTube içindeki C60 içindeki Gd" anlamına gelir.

Nanotüplere dayalı makro cihazlara yönelik teller, ısı üretmeden pratik olarak akımı iletebilir ve akım çok büyük bir değere ulaşabilir - 10 7 A/cm2 . Bu değerlerdeki klasik bir iletken anında buharlaşır.

Nanotüplerin bilgisayar endüstrisinde de çeşitli uygulamaları geliştirilmiştir. Zaten 2006 yılında, nanotüplerden oluşan bir matris üzerinde çalışan düz ekranlı emisyon monitörleri ortaya çıkacak. Nanotüpün bir ucuna uygulanan voltajın etkisi altında diğer ucu, fosforlu ekrana çarpan ve pikselin parlamasına neden olan elektronlar yaymaya başlar. Ortaya çıkan görüntü greni olağanüstü derecede küçük olacaktır: bir mikron mertebesinde!(Bu monitörler çevre birimleri dersinde incelenmektedir).

Başka bir örnek, bir nanotüpün taramalı mikroskop ucu olarak kullanılmasıdır. Genellikle böyle bir kenar keskinleştirilmiş bir tungsten iğnesidir, ancak atom standartlarına göre bu tür bir keskinleştirme hala oldukça pürüzlüdür. Bir nanotüp, birkaç atom mertebesinde çapa sahip ideal bir iğnedir. Belirli bir voltaj uygulayarak, alt tabaka üzerinde bulunan atomları ve tüm molekülleri doğrudan iğnenin altına alıp bir yerden bir yere aktarmak mümkündür.

Nanotüplerin sıra dışı elektriksel özellikleri, onları nanoelektroniğin ana malzemelerinden biri haline getirecek. Onlara dayanarak bilgisayarlar için yeni elemanların prototipleri yapıldı. Bu elemanlar, cihazları silikon olanlara kıyasla birkaç kat daha küçük hale getirir. Geleneksel yarı iletkenlere dayalı elektronik devrelerin daha da minyatürleştirilmesi olanakları tamamen tükendikten sonra elektroniğin gelişiminin hangi yöne gideceği sorusu artık aktif olarak tartışılıyor (bu önümüzdeki 5-6 yıl içinde gerçekleşebilir). Ve nanotüpler, silikonun yeri için gelecek vaat eden adaylar arasında yadsınamaz bir şekilde lider konuma sahiptir.

Nanoelektronikte nanotüplerin bir başka uygulaması da yarı iletken heteroyapıların oluşturulmasıdır; "metal/yarı iletken" tipi yapılar veya iki farklı yarı iletkenin (nanotransistörler) birleşimi.

Artık böyle bir yapıyı üretmek için iki malzemeyi ayrı ayrı büyütüp daha sonra birbirine “kaynaklamak” gerekmeyecek. Yapılması gereken tek şey, nanotüpün büyümesi sırasında özel bir şekilde ortasından kırılarak içinde yapısal bir kusur oluşturmak (yani karbon altıgenlerden birini beşgenle değiştirmek). Daha sonra nanotüpün bir kısmı metalik özellikler ve diğeri - yarı iletkenlerin özellikleri!

Tek duvarlı nanotüpler

Yapı Deneysel olarak gözlemlenen tek duvarlı nanotüpler, birçok açıdan yukarıda sunulan idealize edilmiş resimden farklıdır. Her şeyden önce bu, gözlemlerden anlaşıldığı gibi şekli ideal bir yarımküreden uzak olan nanotüpün köşeleriyle ilgilidir.

Tek duvarlı nanotüpler arasında özel bir yer, koltuk nanotüpleri veya kiraliteli nanotüpler olarak adlandırılanlar tarafından işgal edilmiştir (10, 10). Bu tip nanotüplerde, her altı üyeli halkayı oluşturan C-C bağlarından ikisi, tüpün uzunlamasına eksenine paralel olarak yönlendirilir. Benzer yapıya sahip nanotüpler tamamen metalik bir yapıya sahip olmalıdır.

Çok duvarlı nanotüpler

Çoklu duvar(çok duvarlı) nanotüpler, tek duvarlı nanotüplerden çok daha geniş bir şekil ve konfigürasyon çeşitliliği açısından farklılık gösterir. Yapıların çeşitliliği hem uzunlamasına hem de enine yönlerde kendini gösterir.

“Rus bebekleri” tipi yapı, birbirine eş eksenli olarak yerleştirilmiş silindirik tüplerden oluşan bir koleksiyondur. Bu yapının bir diğer türü ise iç içe geçmiş koaksiyal prizmalardan oluşan bir koleksiyondur. Son olarak yukarıdaki yapıların sonuncusu bir parşömeni andırıyor. Tüm yapılar, bitişik kristal grafit düzlemleri arasındaki mesafenin doğasında olan, 0,34 nm değerine yakın olan bitişik grafit katmanları arasındaki mesafe ile karakterize edilir.

Çok duvarlı nanotüplerin belirli bir yapısının belirli bir deneysel durumda uygulanması, sentez koşullarına bağlıdır. Mevcut deneysel verilerin analizi, çok duvarlı nanotüplerin en tipik yapısının, uzunluk boyunca dönüşümlü olarak yerleştirilmiş "Rus yuvalama bebeği" ve "kartonpiyer" tipi bölümleri olan bir yapı olduğunu göstermektedir. Bu durumda, daha küçük "tüpler" daha büyük tüplerin içine sırayla yerleştirilir.

Karbon nanotüplerin hazırlanması

Gelişim Karbon nanotüplerin (CNT'ler) sentezine yönelik yöntemler, sentez sıcaklıklarını düşürme yolunu izledi. Fulleren üretme teknolojisinin yaratılmasından sonra, grafit elektrotların elektrik arkı buharlaşması sırasında fulleren oluşumuyla birlikte uzatılmış silindirik yapıların oluştuğu keşfedildi. Yarı saydam kullanan mikroskopist Sumio Iijima elektron mikroskobu(TEM) bu yapıları nanotüp olarak tanımlayan ilk kişi oldu. CNT'lerin üretilmesine yönelik yüksek sıcaklık yöntemleri arasında elektrik ark yöntemi bulunur. Bir grafit çubuğu (anot) buharlaştırırsanız elektrik arkı, daha sonra yumuşak çekirdeği 15-20 nm çapında ve 1 μm'den fazla uzunluğa sahip çok duvarlı CNT'ler içeren karşı elektrotta (katot) sert bir karbon birikmesi (birikinti) oluşur. Kurum üzerinde yüksek sıcaklığın termal etkisi altında fulleren kurumdan CNT'lerin oluşumu ilk olarak Oxford ve İsviçreli bir grup tarafından gözlemlendi. Elektrik ark sentezi kurulumu, metal yoğun ve enerji tüketen bir kurulumdur ancak çeşitli karbon nanomalzeme türlerinin üretimi için evrenseldir. Bu durumda ark yanması sırasında prosesin dengesizliği önemli bir sorundur. Elektrik arkı yöntemi bir zamanlar lazer buharlaştırma (ablasyon) yöntemini bir lazer ışınıyla değiştirdi. Ablasyon kurulumu, 1200C sıcaklık üreten, dirençli ısıtmalı geleneksel bir fırındır. İçinde daha yüksek sıcaklıklar elde etmek için, fırına bir karbon hedefi yerleştirmek ve ona bir lazer ışınını yönlendirmek, dönüşümlü olarak hedefin tüm yüzeyini taramak yeterlidir.

O. Smalley'in grubu, kısa darbeli lazerle pahalı kurulumlar kullanarak, 1995 yılında nanotüpleri elde etti ve bunların sentez teknolojisini "önemli ölçüde basitleştirdi". Ancak CNT'lerin verimi düşük kaldı. Grafit içerisine küçük nikel ve kobalt ilavelerinin eklenmesi, CNT'lerin veriminin% 70-90'a çıkarılmasını mümkün kıldı. Bu andan itibaren başladı yeni aşama Nanotüp oluşum mekanizmasının anlaşılmasında. Metalin büyüme için bir katalizör olduğu aşikar hale geldi. Düşük sıcaklık yöntemiyle nanotüplerin üretimi üzerine ilk çalışmalar bu şekilde ortaya çıktı - demir grubu metal parçacıklarının katalizör olarak kullanıldığı hidrokarbonların katalitik pirolizi yöntemi (CVD). CVD yöntemiyle nanotüpler ve nanofiberler üretmek için kurulum seçeneklerinden biri, katalizörü ve hidrokarbonu bölgeye taşıyan inert bir taşıyıcı gazın beslendiği bir reaktördür. yüksek sıcaklıklar. Basitleştirilmiş bir şekilde CNT'lerin büyüme mekanizması aşağıdaki gibidir. Tarafından üretilen karbon termal ayrışma hidrokarbon, metal nanoparçacıkta çözünür.

Bir parçacıkta yüksek bir karbon konsantrasyonuna ulaşıldığında, katalizör parçacığının yüzlerinden birinde, çarpık bir semifuleren başlığı biçiminde, enerji açısından olumlu bir aşırı karbon "salım" meydana gelir. Bir nanotüp bu şekilde doğar. Ayrışmış karbon, katalizör parçacığına girmeye devam eder ve eriyikteki fazla konsantrasyonunu boşaltmak için sürekli olarak ondan kurtulmak gerekir. Eriyiğin yüzeyinden yükselen yarım küre (semifulleren), atomları eriyiğin dışında oluşan çözünmüş fazla karbonu da beraberinde taşır. S-S bağlantısı silindirik bir nanotüp çerçevesidir. Nano boyuttaki bir parçacığın erime sıcaklığı yarıçapına bağlıdır. Yarıçap ne kadar küçük olursa erime sıcaklığı da o kadar düşük olur. Bu nedenle boyutu yaklaşık 10 nm olan demir nanopartikülleri 600C'nin altında erimiş haldedir. Şu anda, CNT'lerin düşük sıcaklıkta sentezi, 55°C'de Fe parçacıklarının varlığında asetilenin katalitik pirolizi ile gerçekleştirilmektedir. Sentez sıcaklığının düşürülmesinin de olumsuz sonuçları vardır. Daha düşük sıcaklıklarda, büyük çaplı (yaklaşık 100 nm) ve "bambu" veya iç içe geçmiş nanokonlar gibi oldukça kusurlu bir yapıya sahip CNT'ler elde edilir. Ortaya çıkan malzemeler yalnızca karbondan oluşuyor ancak lazer ablasyon veya elektrik ark senteziyle elde edilen tek duvarlı karbon nanotüplerde gözlemlenen olağanüstü özelliklerin (örneğin Young modülü) yanına bile yaklaşmıyorlar.

– VI –

Einstein, Eylül 1919'un başlarında GTR'nin olumlu sonucunu öğrendi. Güneş'in çekim alanında ışık ışınının bükülmesiyle ilgili popüler bilim makalesinin London Times'da yayınlanmasının ardından Einstein'ın adı halk tarafından tanındı. Aynı ayın sonunda İsviçre'ye bir kartpostal gönderdi ve şunları yazdı: “Sevgili anne! Bugün güzel bir haber aldım. HA. Lorenz bana İngiliz keşif gezilerinin ışığın Güneş yakınlarında saptığını kanıtladığını telgrafla bildirdi...”

Kasım 1919'da Büyük Britanya bilim dünyasında yaşananlar en iyi şekilde Abraham Pais'in sözleriyle ifade edilebilir:

"1905'ten sonra birinci sınıf iki mucize gerçekleştiren Einstein "kutsanmış" oldu. Kraliyet Cemiyeti ve Kraliyet Astronomi Cemiyeti'nin 6 Kasım 1919'da yapılan ortak toplantısı cemaat törenini andırıyordu. Dyson, avukat-savcılar Crommelia ve Eddingtoy'un yardımıyla bir postülatör olarak hareket etti. İlk konuşan Dyson şu sonuca vardı: "Fotoğraf plakalarını dikkatli bir şekilde inceledikten sonra, Einstein'ın hesaplamalarının doğrulandığını beyan etmeye hazırım. Işığın Einstein'ın yerçekimi kanununa göre saptırıldığına dair tamamen kesin bir sonuç elde edildi."

Crommelin daha fazla açıklama yaptı ve ardından Eddington söz alarak Príncipe'de elde edilen sonuçların Sobral'e yapılan keşif gezisinin verilerini doğruladığını açıkladı ve Einstein tarafından halihazırda "kutsanmış" olarak kabul edilen iki mucizeyi sıraladı: Merkür'ün günberisindeki kayma ve ışık ışınlarının (1,98 ± 0,30)" ve (1,61 ± 0,30)" açıyla bükülmesi; Bu sonuçlar sırasıyla Sobral ve Principe'de elde edildi.

"Şeytanın Avukatı" Ludwik Zilberstein eleştirel açıklamalarda bulundu: "Varlığını kabul ettiğim ışık ışınlarının bükülmesinin yerçekiminden kaynaklandığını iddia etmek için henüz yeterli gerekçe yok." Ayrıca kırmızıya kaymanın varlığının doğrulanmasını talep etti: "Eğer kırmızıya kayma tespit edilemezse (şu ana kadar olduğu gibi), tüm teori çökecek." Silberstein, koridorda asılı olan Newton'un bir portresini işaret ederek cemaate seslendi: "Bu büyük adamın anısı, onun yerçekimi yasasını değiştirme veya tamamen revize etme girişimlerine karşı bizi çok temkinli kılıyor."

Toplantıya başkanlık eden Royal Society Başkanı, Liyakat Nişanı Komutanı Joseph John Thomson, “instanter, Instantius, Instantissime” dilekçesini dinledikten sonra kanonlaştırmanın boğasını ilan etti: “Bu, en önemli sonuç Kütleçekim teorisinde Newton'dan bu yana elde edilen ve büyük bilim adamının adıyla bu kadar yakından bağlantılı bir topluluk toplantısında duyurulması çok semboliktir... Bu sonuç, en yüksek başarılardan biridir. insan aklı".

Ancak aynı J. J. Thomson şunu yazdı: “İtiraf etmeliyim ki, henüz hiç kimse bunu ifade etmeyi başaramadı. açık bir dille, Ne aslında Einstein'ın görelilik teorisidir." Britanya'nın en seçkin fizikçisinin bu açıklaması B.G. Kuznetsov da bunu F. Frank tarafından yazılan Einstein'ın biyografisinden aldı. Ne yazık ki, fiziğin resmi tarihi hala göreciler tarafından yazılıyor ve J. J. Thomson'un görelilik teorisine karşı gerçek öfkesini bilmiyoruz. Hayatı boyunca geliştirdiği için sadece SRT veya GTR'yi kabul etmediği biliniyor. yapıcı mekanik bir modele dayanan hareketli elektron teorisi formalist Einstein, Lorentz ve Poincaré'nin uzay-zaman spekülasyonlarına dayanan teorileri.

New York sokaklarındaki vatandaşlar Einstein'ı sevinçle selamlıyor. ABD'ye yaptığı gezinin asıl amacı (H. Weissman ile birlikte) Kudüs Üniversitesi'nin inşası için fon toplamaktı. 2 Nisan'dan 30 Mayıs 1921'e kadar Amerika'da kaldı. Bu süre zarfında birçok kitap okudu. popüler dersler görelilik teorisi üzerine Chicago, Boston ve Princeton'da, Washington'da ise ülkenin Başkanı Harding ile tanışmaktan onur duydu. Amerika'dan dönerken İngiltere'ye uğrar ve Newton'un mezarını ziyaret eder.

Genel olarak görecelik doktrini İngilizler arasında pek popüler değildi, çünkü kendi ülkelerinde çok güçlüydü. klasik okul Faraday ve Maxwell tarafından ortaya atılmıştır. Ancak genel göreliliğin İngiliz gökbilimciler (Dyson, Crommelin ve özellikle Eddington) tarafından popülerleştirilmesinden sonra durum teorik açıdan olmasa da önemli ölçüde değişti. Eddington'un muhataplarından birinin, Einstein'ın görelilik teorisini gerçek anlamda anlayan üç bilim adamından biri olduğunu iddia ettiği söyleniyor. Eddington düşünceli hale geldi ve muhatabı ona ne düşündüğünü sorduğunda Eddington şu cevabı verdi: "Üçüncü olarak aklında kim olduğunu merak ediyorum."

Japonya'da Einstein ve Elsa. 8 Ekim 1922'de eşiyle birlikte Uzak Doğu'ya gitmek üzere Marsilya'dan ayrıldı. Bu gezi sırasında Colombo, Singapur, Hong Kong ve Şangay'ı ziyaret etti. 17 Kasım'dan 29 Aralık'a kadar Japonya'daydı. 9 Kasım'da Nobel Ödülü'ne layık görüldü. 10 Aralık'ta Stockholm'de düzenlenen törende Einstein Ödülü'nü Alman Büyükelçisi Rudolf Nadolny temsil etti. Einstein, Japonya'dan dönerken Filistin'e 12 günlük bir gezi yaptı ve 2 Şubat 1923'te oraya vardı.

"Özel Hayat" kitabının yazarları, "Einstein ani şöhretini İngiliz ve Amerikan gazetelerinin muhteşem manşetlerini yazanlara borçludur" diye yazıyordu. "Bilimde devrim", "Evrenin yapısına ilişkin yeni teori", "Newton mekaniğinin devrilmesi" - Londra Tams'ı 7 Kasım 1919'da boğuldu. İki gün sonra New York Times şunu duyurdu: "Işınlar büküldü, fizikçiler şaşkın durumda. inanılmaz bir sansasyon yarattı... İngiltere ile Almanya arasındaki bilimsel ilişkiler açısından bundan daha iyi bir şey istenemezdi.”

8 Şubat 1923'te Einstein, Tel Aviv'in ilk fahri vatandaşı oldu. Bu yaz 10 yıl süren Yeni Rusya Dostları topluluğunun kurulmasına yardım etti. Ertesi yıl Berlin'deki Yahudi cemaatine üye olur ve aidatlarını düzenli olarak öder. “Einstein Enstitüsü”, Potsdam'da, “Einstein teleskopunun” kurulu olduğu “Einstein Kulesi”nde faaliyet göstermeye başlıyor.

Einstein'ın asistanı Polonyalı matematikçi Leopold Infeld, görelilik teorisinin halk arasında ses getiren başarısını şu şekilde gerekçelendiriyordu: Mayıs 1919'da teyit edilen "büyük vizyonu" anlatarak şunları yazdı:

“Einstein'ın büyük şöhreti böyle başladı. Hayatı boyunca devam etti ve muhtemelen ancak ölümünden sonra artacak. Ancak görelilik teorisinin bizden bu kadar uzak bir olguyu öngörmesi günlük yaşam temelde öngördüğü bu yıldızlar gibi uzun zincir soyut argümanlar - tüm bunlar belki de kitlesel coşku için yeterli bir neden olamaz. Yine de durum böyleydi. Bana öyle geliyor ki bunun nedenleri savaş sonrası psikolojide aranmalı.

Bu, Birinci Dünya Savaşı'nın bitiminden sonra oldu. İnsanlar nefretten, cinayetten ve uluslararası entrikalardan bıkmıştı. Siperler, bombalar, cinayetler ağızda acı bir tat bıraktı. Savaşla ilgili kitap satın almadılar veya okumadılar. Herkes bir barış dönemi bekliyordu ve savaşı unutmak istiyordu. Ve bu fenomen insanın hayal gücünü yakalama kapasitesine sahipti. Mezarlarla kaplı yerden gözler yıldızlarla dolu gökyüzüne çevrildi. Soyut düşünce insanı gündelik hayatın acılarından uzaklaştırıyordu. Güneş tutulmasının gizemi ve insan zihninin gücü, romantik manzara, birkaç dakikalık karanlık ve ardından ışınların bükülmesinin resmi - her şey iç karartıcı gerçeklikten çok farklıydı.

Görünüşe göre en önemlisi olan bir neden daha vardı: Yeni fenomen bir Alman bilim adamı tarafından tahmin edilmişti ve İngiliz bilim adamları bunu test etti. Yakın zamanda iki düşman kampa mensup olan fizikçiler ve gökbilimciler yeniden birlikte çalışıyorlar. Belki bu yeni bir dönemin, barış çağının başlangıcıdır? Bana öyle geliyor ki insanların barış arzusu ana sebep Einstein'ın artan şöhreti".

Aynı fikir, "Özel Hayat" kitabının yazarları tarafından da dile getirildi ve Infeld'in söylediklerine bir başka önemli faktör daha eklendi: büyü teorisinin kurucu babasının kişiliğinin çekiciliği:

“İnsanlar savaştan bıkmıştı, dikkatlerini dağıtmak istiyorlardı ve görelilik teorisi bir numaralı konu haline geldi, kitlesel okuyucu için bir sansasyon oldu. Eğri uzay ve ışık ışınlarının sapması herkesin dilindeydi, bu sözler, her ne anlama geliyorsa, izleyenleri büyülemişti. Gece gökyüzüne bakan herkes için bu büyülü görünüyordu ve sırlarla dolu ve aniden bu sırlar ortaya çıktı...

Elbette muhabirler yeni sansasyonun arkasında kimin olduğunu bulmak için acele ettiler. Ve son derece şanslı olduklarını keşfettiler. Tipik gri saçlı akademisyen yerine, dağınık saçlı, küstah çekiciliği ve alaycılığa dönüşen mizah anlayışı olan eksantrik bir tip gördüler. Einstein'ın muhteşem ve renkli bir figür olduğu ortaya çıktı, fotojenikti ve çok geçmeden basın temsilcileri onu her uygun ve uygunsuz durumda en beklenmedik konularda soru yağmuruna tutmaya başladı. 1919 Noelinde "Benden makaleler, açıklamalar, fotoğraflar vb. istiyorlar" diye yazmıştı. "Bütün bunlar kralın yeni elbisesiyle ilgili masalları anımsatıyor ve delilik kokuyor ama zararsız." Kısa süre sonra kendini Midas gibi hissetti ama dokunduğu her şey altına değil, gazetelerin abartısına dönüştü.

Araç kitle iletişim araçları Einstein'ın bir bilge ve kahin imajını yarattı ve şimdi tüm dünya onun dikkatini çekiyordu. Sonraki on yıl boyunca İskandinavya'ya, Amerika Birleşik Devletleri'ne, Japonya'ya, Yakın, Orta ve Doğu Avrupa'ya seyahat etti. Uzak Doğu, V Güney Amerika ve Londra'daki ünlü varyete tiyatrosu Palladium'un kendisine üç hafta boyunca kendi programını sunması için sahne sunduğu ve Einstein'ın çatısı altında yaşayacağı Lord Haldane'nin kızının onunla karşılaştığında bayıldığı Büyük Britanya'da.

Cenevre gezisi sırasında genç kız kalabalığı tarafından kuşatıldı, hatta içlerinden biri saçının bir tutamını koparmaya çalıştı. Purolara, bebeklere, teleskoplara ve kulelere onun adı verildi ve mektuplar sürekli bir akış halinde aktı. Bu hiçbir zaman sona ermeyecekti. Einstein'a kim yazdıysa: iyi dilekçiler, dindar psikopatlar, para isteyen şarlatanlar, kamu kuruluşları ve onun desteğini arayan hareketler, okul çocukları ve son olarak şu soruyu soran küçük bir kız: “Gerçekten orada mısın?”

İnsanlık dini kültleri ifşa edenlerden nefret ediyor; İsa Mesih'in ilahi olmayan kökenini kanıtlamaya çalışan bilim adamlarını lanetliyor. Ama sen ve ben sevgili okuyucu, değiliz dindar insanlar ve "Aziz Albert" öğretilerinin "Gerçek"inin nereden geldiğini anlamalıdır. İsrail'in Einstein'ın doğum günü olan 14 Mart'ta "Bilim Günü"nü kutlamaya devam etmesine izin verin. Ama biz Ruslar, araştırmacılar için fiziksel dünya Göreceli bir kilisenin mihrabında sonsuza kadar durmanın hiçbir anlamı yok. Artık Mesih'in halklara görüneceği dönemde yanan mumları nihayet söndürmenin zamanı geldi. Sıradan insanların ikinci geliş beklentisiyle çürümesine izin verin, bilim bakanlarının ışınların eğriliğiyle ilgili dini olmayan diğer açıklamalar hakkında düşünmesi gerekiyor.

Gözlemsel sonuçları eleştirenler, Eddington'ın görelilik teorisinin başarısıyla fazla ilgilendiğini ve bu nedenle keşif gezisinin değerlendirilmesinde objektif olmadığını belirtiyor. Raporunda, sapmaları ihtiyaç duyduğu çerçeveye uymayan yıldızları görmezden geldiği söyleniyor. İnternette örneğin şu sözleri bulabilirsiniz: “Eddington kendisini genel göreliliğin doğruluğu hakkında sözlü bir açıklamayla sınırladı, ancak hataların bir analizini, aldığı fotoğrafları ya da reddetme yöntemini yayınlamadı. "kötü" olarak kabul edilenler. Az önce alıntılanan rapordan, en hafif deyimle bunun tamamen doğru olmadığı sonucu çıkıyor.

Raporda (paragraf 39) şuna dair bazı göstergeler bulunmaktadır:

“İki keşif gezisinin tüm sonuçlarının nihai analizinde, en önemlileri Sobral'da dört inçlik bir mercek yardımıyla elde edilenler olarak değerlendirilmelidir. ... Ortaya çıkan fotoğraf plakaları, eğimlere göre 1,94 ve sağa yükselişlere göre 2,06 veriyor.” Ve ayrıca: “Príncipe'deki gözlemler bulutluluk nedeniyle büyük ölçüde engellendi. Doğru, elverişsiz koşullar, aşırı derecede avantajla kısmen telafi edildi sabit sıcaklık bu adada. Orada elde edilen sapma 1,61. Olası hata yaklaşık ±0,30, yani bu sonucun ağırlığı bir öncekine göre çok daha az.”

Ancak internette sonsuz sayı Tutulma sırasında Principe'de bulunan Eddington'ın günlük kayıtlarından bir kez alıntı yapılıyor, yani şu pasaj:

“...Yağmur öğlen saatlerinde durdu ve saat 1:30 sıralarında Güneş'i gördük. Bir fırsat olur umuduyla kameralarımızı hazırladık. Tutulmanın kendisini görmedim, fotoğraf plakalarını değiştirmekle çok meşguldüm, başladığından emin olmak için bir bakış ve bulutların miktarını tahmin etmek için yarım bir bakış dışında. Güneş'in tüm detaylarıyla göründüğü ancak bulutların yıldızları kapladığı 16 görüntü aldık. Son birkaç resimde bize ihtiyacımız olanı veren bazı yıldız resimleri vardı..." [Wikipedia'dan alınmıştır, Eddington].

Dolayısıyla bu satırların okuyucusu, bulanıklık nedeniyle GTR kontrolünün tamamen başarısız olduğu konusunda yanlış izlenime kapılıyor. Bu elbette doğru değil. Keşif gezisinin liderinin Sobral'a gönderdiği, eleştirmenlerin asla alıntı yapmadığı, çok iyi bilinen bir telgraf var: “Tutulma mükemmel. Kromelin". Yani Eddington, Principe'deki tutulmayı hiç gözlemlememiş olsaydı, yine de sonuçları elde edebilirdi.

Ancak 1919'daki gözlemlerin sonuçlarına dayanan sonuçların bakış açısından kesinlikle kusursuz olduğu düşünülebilir mi? deneysel bilim 2009 mu? Mümkün değil, diye yanıtlıyor Gennady Ivchenkov. 90 yıl önce Eddington ve yoldaşlarının hemen oraya koştuğunu iddia ediyor. olumlu değerlendirme, genel göreliliği doğruluyor.

0,1" ÷ 0,2" düzeyindeki ölçüm doğruluğuna 21. yüzyılın başında bile ulaşmanın zor olduğundan emin ve 20. yüzyılın başından bahsetmeye gerek yok.

Ivchenkov şöyle yazıyor: "Ölçümleri bu kadar hassas bir şekilde gerçekleştirirken kaçınılmaz olarak "havada uçuyor" büyük sayı Daha önce 1" mertebesinde doğrulukla ölçüm yapılırken ihmal edilebilen sistematik ve rastgele hata kaynakları. Bir saniye mertebesinde doğrulukla modern astrometrik cihazların her zaman hassas bir şekilde kalibre edildiğine dikkat edilmelidir. termal olarak stabilize edilmiş bir kamera ile."

Daha sonra, bazı nedenlerden ötürü, merceğin çapını hazırlıksız bir şekilde tahmin ediyor:

“Keşif gezisi seyahat ediyordu, bu nedenle mercek çapı örneğin 500 mm'yi aşan bir teleskop alamadılar... Görünüşe göre teleskop aynasının çapı 200 ÷ 300 mm'yi geçmiyordu. 300 mm'lik bir teleskop için dağılım çemberinin teorik değeri 0,8" ve çözünürlük (Rayleigh'e göre teorik) 0,4"tir.

Bununla birlikte, ana veri gövdesinin kullanılarak elde edildiği güvenilir bir şekilde bilinmektedir. dört inç Sobral'a kurulu teleskop (yani 100 mm'nin biraz üzerinde). Bu nedenle Ivchenkov'un hesaplamalarına göre okumaların doğruluğu çok daha kötü olmalı bir yay saniyesi.

Ivchenkov, tutulma sırasında yıldızları gözlemlerken bir sonraki hoş olmayan engeli çağırıyor çarpıtma, eylemini yerel otoritemizin sözleriyle açıklıyor:

“Bozulma genellikle gözlemciye zarar vermez, ancak bir optik sistem yardımıyla ölçüm amaçlı araştırmalar yapılırsa (örneğin jeodezide veya özellikle hava fotogrametrisinde) çok tehlikeli hale gelir.” (G. S. Landsberg ") Optik” s.309) "

Eleştirmen şöyle devam ediyor:

"Telafi edilmeyen distorsiyon, içbükey veya dışbükey bir görüş alanı görünümü yaratarak iğne yastığı distorsiyonuna neden olur. Böylece ilk durumda yıldızlar merkezden kaçıyor gibi görünürken, ikinci durumda bir araya geliyorlar. Şu ana kadar hiç kimse özellikle küçük görüş açılarında bile saniyenin altındaki değerlere kadar olan distorsiyonu telafi edemedi. Dolayısıyla, telafi edilmemiş distorsiyona sahip bir optik sistem kullanırsanız, uzay-zaman ölçümünün tüm eğriliğini görebilir (ve hatta başarılı bir şekilde ölçebilirsiniz).

Ivchinkov çarpıklığın ardındaki olaya dikkat çekti yol gösterici:

“Maruz kalma sırasında günlük hareketi telafi etmek için bir yönlendirme mekanizması kullanılmadıysa, o zaman 10-20 saniye içinde. saçılma dairesinin pozları, ekliptik boyunca 2,5 - 5 inç uzatılmış bir elipse dönüştü. Bu mekanizma kullanıldıysa, saniyenin altında bir doğruluğa sahip olduğu çok şüphelidir."

Ivchinkov, yönlendirmeden kaynaklanan hatanın yaklaşık 0,3" olacağını tahmin ediyor.

Dördüncü nokta Dünya atmosferindeki kırılmadır:

“Referans fotoğraf plakası Ocak ayında İngiltere'de çekildi (ekliptiğin ufkun üzerindeki açısı 20 derecedir) ve tutulma ekvatorda saat 13:30'da çekildi, yani. Güneş tam zirvesindeydi. atmosferik kırılma 10 derecelik bir açıyla. ufkun üzerinde 20 derecelik bir açıyla 5" 30" bulunur. - 2"40" ve zirvede sıfıra yakındır (Pulkovo Gözlemevi tablolarına bakın). Sonuç olarak, 4 derecelik bir görüş alanında (20 ila 10 derece azimut arasında), dikey ölçeği bozan (geren) 80 ÷ 100" düzeyinde doğrusal olmayan bir durum vardı."

Aşağıda “Genel Göreliliğin En Önemli Doğrulaması veya Lord Eddington'un 1919'da Ölçtüğü Şey” başlıklı makalenin yazarı şu analizleri yapıyor:

5. Yıldız sapması.
6. Yıldızların düzgün hareketi.
7. Belirli koşullar altında fotoğraf malzemelerinin sağladığı doğruluk.
8. Plaka hizalamasının doğruluğu.
9. Okuma sonuçlarının doğruluğu.
10. Fotoğraf malzemelerinin görüntü analizi için kullanımına ilişkin genel yorumlar.

Bundan sonra Ivchinkov deneyin ana metodolojik hatalarını sıraladı:

• Teleskop ve kameranın kalibrasyonunun yapılmaması,
• taban plakasını farklı bir yerde çekmek,
• geniş açılı bir teleskop kullanarak,
• düşük kaliteli, dansitometrik olmayan fotoğraf malzemelerinin kullanılması,
• manuel (“gözle”) görüntü işleme.

Bunlardan en kaba ve temel olanları son üçüdür. Geniş açılı bir teleskopun kullanılması, son derece küçük ölçümlerin yapılması ihtiyacını doğurdu. doğrusal büyüklükler ve bu ölçümlerin kendileri barbar bir yöntem kullanılarak gerçekleştirildi.

Burada öne sürülen iddiaların elbette dikkate alınması gerekir: Bu faktörler şüphesiz sunulan raporun nihai sonuçlarını etkileyebilir. Ivchinkov bazı detayları gözden kaçırmış olabilir ama asıl konuda haklı: optik Güneş'in yakınında meydana gelen olaylar o kadar karmaşıktır ki, tamamen yerçekimi Işınların yıldızlardan mikroskobik sapmalarına ilişkin açıklamalar tamamen saçma görünüyor.

Kendinize şunu sorun: Neden hâlâ neredeyse bir asır önceki sonuçları tartışıyoruz? En son güneş tutulmalarına ilişkin veriler nerede? Referans kitaplarında yoksa gözlemsel astronomi Belirli parametreler üzerinde yıldan yıla iyileştirmelerin yapıldığı bu, büyük cisimlerin yakınındaki ışınların sapmalarının, uygulayıcı gökbilimcileri kesinlikle ilgilendirmediği anlamına gelir ve nedenini tahmin edebiliriz.

1. Einstein A. Toplantı bilimsel çalışmalar 4 cilt halinde. / Ed. I.E. Tamma, Ya.A. Smorodinsky ve B.G. Kuznetsova. - M.: Nauka, 1965.
2. Pound R.F. Fotonların ağırlığı hakkında. / UFN LXXII sorunu. 4 (1960).
3. Okun L.B., Selivanov K.G., Telegdi V. Yerçekimi, fotonlar, saatler. / UFN 169 (1999).
4. Soldner, J.G. v."Ueber die Ablenkung eines Lichtstrahls von seiner geradlinigen Bewegung, durch die Attraktion eines Weltkörpers, bir karşılama nahe vorbei geht." Berliner Astronomisches Jahrbuch (1804) s. 161 – 172.
5. Soldner, J.G. v."Ueber die Ablenkung..." ; (Lenard, P.) (1921). Annalen der Physik 65: 593 – 604.
6. Jaki, S.L.(1978). "Johann Georg von Soldner ve Işığın Yerçekimsel Bükülmesi, 1801'de Yayınlanan Üzerine Yazısının İngilizce Çevirisi ile". Foundations of Physics 8: 927–950. doi:10.1007/BF00715064..
7. Trader, H.J.; Jackisch, G.(1981). "Işığın Newton Sapmasının Satıcı Değeri Üzerine". Astronomische Nachrichten 302: 275–277. doi:10.1002/asna.2103020603.
8. Will, C.M.(1988). "Henry Cavendish, Johann von Soldner ve ışığın sapması." Am. J. Phys. 56:413–415. doi:10.1119/1.15622.
9. Zakharov A.F. Yerçekimi mercekleri / Sorovsky eğitim dergisi, cilt 7, sayı 8, 2001; onun"Yerçekimi mercekleri ve mikro mercekler" kitabı M.: Janus, 1997.
10. Pais A.İnce Tanrıdır... Albert Einstein'ın Bilimi ve Hayatı (Oxford: Oxford Univ. Press, 1982). [Rusça] çeviri: Pais A. Bilimsel faaliyetler ve Albert Einstein'ın hayatı. - M., 1989].
11. Timiryazev A.K. Einstein'ın görelilik teorisi ve diyalektik materyalizm/ “Marksizmin Bayrağı Altında” 1924, Sayı. 8–9, s. 142 – 157; Sayı 10–11, s. 93 - 114; onun Einstein'ın görelilik teorisi ve Machizm/ Comm. toplantısındaki raporun metni. Akademisyen - 7/II 1924 // “Doğa Bilimleri ve Diyalektik Materyalizm” yazıları koleksiyonunda yayımlandı. - M.: Materyalist, 1925, s. 228–258; onun"Teorik Fiziğe Giriş" kitabı. - M.-L.: GTTI, 1933.
12. Ivchenkov, Gennady. Genel göreliliğin en önemli onayı ya da Lord Eddington'un ölçtüğü şey ( http://bourabai.kz/articles/ivchenkov.htm).
13. Albert Einstein ve yerçekimi teorisi / Makale koleksiyonu. - M.: Mir, 1979.
14. Hofman B., Dukas E. Albert Einstein. Yaratıcı ve asi. - M.: Progress, 1983. (Banesh Hoffmann/Helen Dukas: Einstein. Schopfer und Rebell. Die Biographie, Frankfurt/M. 1978, amerikanisches Original New York, Viking Press, 1972).
15. Carter P., Highfield R. Einstein. Mahremiyet. - M .: “Zakharov”, 1998 (Paul Carter ve Roger Highfield “Albert Einstein'ın Özel Yaşamları”, 1993).
16. Kuznetsov B.G. Einstein. Hayat. Ölüm. Ölümsüzlük. Gözden geçirilmiş ve genişletilmiş beşinci baskı. / Düzenleyen: M.G. Idlisa. - M.: Nauka, 1980.
17. Infeld, Leopold. Einstein'a dair anılarım / UFN, T. LIX, no. 1, 1956; "Tworczosc", cilt. 9, 1955; Lehçe'den çeviri I.E. Dudovskaya ve G.I. Zalutsky.
18. Petrov A.M. Antieinstein, - M .: Satellite Company, 2008.
19. Struve O., Linds B., Pillans E. Temel astronomi. - M .: "Bilim", 1967.
20. Talyzin, Igor. 1922 tutulması sırasında yıldızların yer değiştirmesi ( http://lesage.narod.ru/Sun1922_2007.htm).
21. Adam MG. Yerçekimi teorisinin deneysel testleri. - kitapta Einstein koleksiyonu, 1969-1970. M.: Nauka, 1970, 196. ( http://www.lesage.narod.ru/Mikhailov/Sun.htm).

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, galaksinin gerçek şeklinin "kütleçekim merceği" etkisi nedeniyle bozulduğunu belirtti. 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

Yakınlardan geçen ışık ışınının sapması büyük vücut 18. yüzyılın birçok fizikçisinin yaptığı gibi, ışığı parçacıklardan oluşan bir akış olarak düşünürsek bu fenomen oldukça açıktır. Bu durumda ışık parçacıkları için Newton yasasının yasaları geçerlidir. gök mekaniği. 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 ışığın dalga teorisi fizikte yerleşmiş ve Soldner'ın çalışması uzun süre unutulmuştur. 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 çekti: Sonuçta, büyük bir cisim ışık ışınlarını bir teleskop merceğiyle aynı şekilde, yani optik eksene doğru saptırıyor. 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 "özellikleri" olarak değerlendirdi. yerçekimsel mercekler Ancak henüz iyimser bir sonuç çıkarılmadı.

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, ertesi yılın Ocak ayında Leningrad ve Pulkovo'da onlar hakkında dersler veren Leningrad gökbilimci Gavriil Adrianovich Tikhov onlarla ilgilenmeye başladı ve 1938'de Nature dergisinde bununla ilgili bir makale yayınladı.

Ancak o yıllarda yerçekimsel merceklere olan ilgi zaten gözle görülür durumdaydı. Einstein'ın kendisi Science dergisinde bir mesaj yayınlıyor ve makalemizin epigrafından da görülebileceği gibi, bu tür "lenslerin" pratik kullanımına ilişkin çok kötümser beklentilere dikkat çekiyor. Daha sonraki çalışmalar, mercek yıldızıyla ilgili durumun Einstein'ın düşündüğünden daha da kötü olduğunu gösterdi: Yıldızın şeklinin mükemmel bir küreden herhangi bir sapması, örneğin kendi 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 önemli ölçüde 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 Teknoloji Enstitüsü'nde yaşam. 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 yanlışlıkla 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 onun yardımıyla galaksileri çevreleyen ve yerçekimi alanı olarak kendini gösteren, ancak görünüşe göre elektromanyetik dalgalar yaymayan karanlık maddenin gizemini çözmeye çalışıyorlar.

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. Bir kuasarın iki görüntüsünü, yakınlarda görülebilen iki farklı kuasardan ayırt etmeye yardımcı olurlar. yüksek aktivite ve parlaklık değişkenliği: 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. İki kuasar görüntüsünde birkaç aydan birkaç yıla kadar değişen aynı parlaklık dalgalanmaları arasındaki gecikmenin ölçülmesiyle yol uzunluklarındaki fark kolaylıkla hesaplanabilir. ışık huzmesi. Ve eğer galaksinin şeklini belirleyebilirseniz, zaman gecikmesiyle onun gerçek boyutunu bulabilirsiniz. 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 kullanarak 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. Hatta bunun rutin bir araç olduğu bile söylenebilir, çünkü önemli olan yalnızca mercek etkisinin saptanması değil, aynı zamanda bazı durumlarda yokluğudur. 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 nötron yıldızları ve pulsarlar da olabilir. 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 galaktik gama koronanın en egzotik açıklamasına eğilimlidirler: belki de bir gama ışınları bulutu, Evrende varsayımsal süper kütleli temel parçacıklar biçiminde "gizli kütlenin" varlığının dolaylı kanıtıdır. Galaksimizin halesinde böyle bir "gizli kütlenin" varlığından uzun süredir şüpheleniliyordu. Ve bu bilinmeyen parçacıklar birbirleriyle çarpıştığında gama ışınları üretilebiliyor.

Görünüşe göre gökbilimciler bu fikirle çoktan uzlaşmaya varmışlar. parlak madde Evren - tüm yıldızları ve yıldızlararası gaz bulutları - gizli kütleye sahip siyah, görünmez bir "kahve" yüzeyindeki hafif bir "köpük" ten başka bir şey değildir. 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 meyvesini 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 kütleçekimsel çöküntüye uğrayıp yıldızlara dönüşmesini hangi sebep engelledi? Bunun nedeni protogalaktik bulutun başlangıçtaki hızlı dönüşü olabilir: merkezkaç kuvveti, gazdan yıldız oluşumu başlamadan önce galaksinin büzülmesini durdurdu. Eğer durum gerçekten buysa, 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 uzaklaştıkça 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.

Bugün size zayıf yerçekimsel merceklenmeden bahsedeceğiz. Bunun nedeni üniversiteden Profesör Matthias Bartelmann'dı. teorik fizik Heidelberg tarafından özellikle Scholarpedia eğitim projesi için yazılmıştır.

Öncelikle biraz tarih: Devasa cisimlerin ışığı bükebileceği fikri Isaac Newton'a kadar uzanıyor. 1704 yılında “Optik” adlı kitabında şöyle yazmıştır: “...cisimler uzaktan ışığı etkileyip bu etkiyle ışınları saptırmaz mı; ve [beden ile ışık ışını arasındaki] mesafe ne kadar küçük olursa bu etki o kadar güçlü olmaz mı?” Uzun bir süre böyle bir sorunun formülasyonu tartışmalıydı, çünkü Newton fiziği yalnızca kütleli cisimlerle çalışır ve ışığın doğası, özellikleri ve parçacıklarındaki kütlenin varlığı hakkındaki tartışmalar yaklaşık iki yüzyıl boyunca devam etti.

Ancak 1804 yılında Alman gökbilimci Johann von Soldner, fotonlarda o zamana kadar keşfedilmemiş bir kütlenin varlığını varsayarak, uzak bir kaynaktan gelen ışığın "çarpması" durumunda hangi açıda sapacağını hesaplayabildi. Güneş'in yüzeyi boyunca ve Dünya'ya uçtu - ışının 0,83 yay saniyesi kadar sapması gerekiyordu (4 kilometre mesafeden yaklaşık bir kuruş boyutunda).

Işık ve yerçekiminin etkileşimini incelemede bir sonraki büyük adım Albert Einstein tarafından atıldı. Görelilik teorisi üzerine yaptığı çalışma, Newton'un kuvvetlerin mevcut olduğu klasik yerçekimi teorisini geometrik bir teoriyle değiştirdi. Bu durumda, fotonların kütlesi artık önemli değildir; büyük bir nesnenin yakınındaki uzayın kendisi kavisli olduğu için ışık sapacaktır. Genel görelilik üzerine çalışmasını henüz tamamlamamış olan Einstein, Güneş'in yakınından geçen bir ışık ışınının sapma açısını hesapladı ve... von Soldner'in kendisinden yüz yıl önce hesapladığı ile tam olarak aynı 0,83 yay saniyesini elde etti. Sadece beş yıl sonra, genel görelilik üzerine çalışmayı tamamlayan Einstein, yalnızca mekansal değil, zamansal da dikkate alınması gerektiğini fark etti. en dört boyutlu uzay-zamanımızın eğriliğinin y bileşeni. Bu, hesaplanan sapma açısını iki katına çıkardı.

Aynı açıyı yakalamaya çalışalım. Büyük bir cismin yanından geçerken, bir ışık ışını düz fakat kavisli bir alanda hareket ettiği için saptırılır. Einstein'ın bakış açısına göre uzay ve zaman eşittir, yani ışığın bize ulaşması için geçen süre de değişir. Sonuç olarak ışığın hızı değişir.

Merceğin çekim alanından geçen ışığın hızı, merceğin çekim potansiyeline bağlı olacak ve ışığın boşluktaki hızından daha az olacaktır.

Bu herhangi bir yasayı ihlal etmez; ışık bir maddenin içinden geçerse ışığın hızı gerçekten değişebilir. Yani Einstein'a göre ışığın büyük bir cisim tarafından saptırılması, onun şeffaf bir ortamdan geçmesine eşdeğerdir. Durun, bu hepimizin okulda incelediği merceğin kırılma indisine benziyor!

İki ışık hızının oranı, okuldan aşina olduğumuz kırılma indisidir.

Artık ışığın mercekteki hızını bilerek, pratikte ölçülebilecek bir şeyi elde edebilirsiniz - örneğin sapma açısı. Bunu yapmak için, doğanın temel varsayımlarından birini uygulamanız gerekir - ışık ışınının optik yol uzunluğunu en aza indirecek şekilde hareket ettiği Fermat ilkesi. Bunu matematik dilinde yazarsak integrali elde ederiz:

Sapma açısı olacak integrale eşit yerçekimi potansiyeli gradyanından

Çözmeye gerek yok (ve çok zor), burada asıl önemli olan ikiyi integral işaretinin önünde görmek. Bu, uzaysal ve zamansal dikkate alındığında Einstein'da ortaya çıkan iki şeyin aynısıdır. O Bu bileşen sapma açısını iki katına çıkardı.

İntegrali almak için bir yaklaşım kullanılır (yani basitleştirilmiş ve yaklaşık bir hesaplama). Bu özel durum için kuantum mekaniğinden gelen ve Einstein tarafından iyi bilinen Born yaklaşımını kullanmak daha uygundur:

Sapma açısının basitleştirilmiş hesaplaması için aynı Born yaklaşımı

Yukarıdaki formülde Güneş için bilinen değerleri yerine koyup radyanları yaysaniyeye çevirdiğimizde istenilen cevabı elde ederiz.

Eddington liderliğindeki ünlü keşif gezisi, 1919'da Afrika'daki güneş tutulmasını gözlemlemiş ve tutulma sırasında güneş diskine yakın olan yıldızlar, 0,9 ila 1,8 yaysaniyelik bir açıyla sapmışlardı. Bu, genel görelilik teorisinin ilk deneysel doğrulamasıydı.

Ancak ne Einstein'ın kendisi ne de meslektaşları bu gerçeğin pratik kullanımını düşünmediler. Gerçekten de Güneş çok parlaktır ve sapmalar yalnızca diskine yakın yıldızlarda fark edilebilir. Bu, etkinin yalnızca tutulmalar sırasında gözlemlenebileceği anlamına gelir ve bu, gökbilimcilere Güneş veya diğer yıldızlar hakkında herhangi bir yeni veri sağlamaz. 1936'da Çek mühendis Rudi Mandl, Princeton'daki bir bilim adamını ziyaret etti ve ondan, ışığı başka bir yıldızın (yani Güneş dışındaki herhangi bir yıldızın) yakınından geçen bir yıldızın sapma açısını hesaplamasını istedi. Einstein gerekli hesaplamaları yaptı ve hatta bir makale yayınladı, ancak makalesinde bu etkilerin ihmal edilebilir ve gözlemlenemez olduğunu düşündüğünü belirtti. Ancak bu fikir, o dönemde galaksilerin incelenmesiyle yakından ilgilenen gökbilimci Fritz Zwicky tarafından benimsendi (Samanyolu'na ek olarak başka galaksilerin de var olduğu gerçeği sekiz yıl önce biliniyordu). Yalnızca bir yıldızın değil, bütün bir galaksinin ve hatta bir kümenin mercek görevi görebileceğini ilk anlayan oydu. Böylesine devasa bir kütle (milyarlarca ve trilyonlarca güneş kütlesi) ışığı tespit edilebilecek kadar güçlü bir şekilde büker ve ne yazık ki 1979'da, Zwicky'nin ölümünden beş yıl sonra, ilk yerçekimsel mercek keşfedildi; uzak bir kuasarın ışığını saptıran devasa bir galaksi. , içinden geçiyor. Şimdi, Einstein'ın tahminlerinin aksine, mercekler genel göreliliği test etmek için değil, Evrendeki en büyük nesnelere ilişkin çok sayıda araştırma için kullanılıyor.

Güçlü, zayıf ve mikro mercekleme vardır. Aralarındaki fark, kaynağın, gözlemcinin ve merceğin konumu ile merceğin kütlesi ve şeklidir.

Güçlü yerçekimsel merceklenme, ışık kaynağının büyük ve kompakt bir merceğe yakın olduğu sistemler için tipiktir. Bunun sonucunda merceğin farklı taraflarındaki bir kaynaktan çıkan ışık, onun etrafında bükülür, bükülür ve aynı nesnenin birkaç görüntüsü halinde bize ulaşır. Kaynak, mercek ve gözlemci (yani biz) aynı optik eksen üzerindeyse, birden fazla görüntü aynı anda görülebilir. Einstein haçı, güçlü yerçekimsel merceklenmenin klasik bir örneğidir. Daha genel olarak, bir mercek bir nesnenin şeklini büyük ölçüde bozar ve onun bir yay gibi görünmesine neden olur.

Uzak bir galaksinin (beyaz nesne) bize daha yakın olan büyük bir galaksinin (turkuaz nesne) güçlü merceklenmesine bir örnek

Wikimedia Commons'ı

Esas olarak materyalimizde tartışılacak olan zayıf yerçekimsel mercekleme, ne net bir görüntü, ne de parlak, güzel bir kemer oluşturamaz - mercek bunun için çok zayıftır. Bununla birlikte, görüntü hala deformedir ve bu, bilim adamlarına çok güçlü bir araç sağlar: Güçlü merceklenmenin bilinen birkaç örneği vardır, ancak zayıf merceklenmenin, iki büyük galaksinin veya iki kümenin yaklaşık olarak açısal bir mesafede olması yeterlidir. Bir arksaniye, galaksilerin, kümelerin, karanlık maddenin, kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun ve Büyük Patlama'dan itibaren Evrenin tüm tarihinin istatistiksel olarak incelenmesi için oldukça yeterlidir.

Ve son olarak, yerçekimsel mikromerceklenme, bir kaynağın parlaklığının, kendisiyle aramızdaki optik eksende bulunan bir mercek tarafından geçici olarak arttırılmasıdır. Tipik olarak bu mercek net bir görüntü ve hatta bir kavis oluşturacak kadar büyük değildir. Ancak yine de bize ulaşamayacak olan ışığın bir kısmını odaklıyor ve bu da uzaktaki nesnenin daha parlak olmasını sağlıyor. Bu yöntem dış gezegenleri aramak (veya daha doğrusu rastgele keşfetmek) için kullanılır.

Bu incelemede Profesör Bartelmann'ın makalesinden yola çıkarak kendimizi nominal zayıf mercekleme tartışmasıyla sınırlayacağımızı hatırlayalım. Zayıf merceklemenin, güçlü merceklemenin aksine, aynı kaynağın kemerlerini veya birden fazla görüntüsünü oluşturamaması çok önemlidir. Parlaklığı önemli ölçüde artıramıyorum bile. Yapabileceği tek şey uzak bir galaksinin şeklini biraz değiştirmek. İlk bakışta bu önemsiz gibi görünüyor - uzayda nesneleri bozan çok fazla etki var mı? Toz ışığı emer, Evrenin genişlemesi tüm dalga boylarını değiştirir, Dünya'ya ulaşan ışık atmosfere dağılır ve sonra teleskopların kusurlu optiklerinden geçer - galaksinin biraz daha uzadığını nerede fark edebiliriz ( Başlangıçta nasıl olduğunu bile bilmediğimizi düşünürsek)? Ancak burada istatistikler kurtarmaya geliyor - eğer gökyüzünün küçük bir alanında galaksiler tercih edilen bir uzama yönüne sahipse, o zaman belki onları zayıf bir mercekle görüyoruz. Modern teleskopların kenarları bir yay dakikası olan bir kare içinde yaklaşık 40 galaksiyi görebilmesine rağmen (bu, Dünya'dan gördüğümüz şekliyle UUİ'nin boyutudur), galaksinin şekline merceklemenin neden olduğu bozulma o kadar önemsizdir ki (yüzde birkaçını geçmiyor) çok büyük ve çok güçlü teleskoplara ihtiyacımız var. Örneğin Şili'deki VLT kompleksinin dört adet sekiz metrelik teleskopu veya Hawaii'deki 3,6 metrelik CFHT teleskopu gibi. Bunlar sadece çok büyük teleskoplar değil; aynı zamanda gökyüzünün geniş bir alanını, bir dereceye kadar tek bir görüntüde görüntüleyebiliyorlar (örneğin, bir çerçevesi bir kareyi kaplayan çok güçlü Hubble Teleskobu'nun aksine). yalnızca 2,5 ark dakikalık bir taraf). Bugüne kadar, gökyüzünün yüzde 10'unun biraz üzerinde bir alanı kapsayan ve zayıf mercekli gökadaları aramak için yeterli veri sağlayan birkaç anket yayınlandı.

Zayıf yerçekimsel merceklenmenin etkilerinin hesaplanmasından sonra yeniden oluşturulan madde dağılım haritası; beyaz noktalar galaksileri veya galaksi kümelerini gösterir

Zayıf yerçekimsel merceklenmenin etkilerinin gösterimi. En dikkat çekici sonuçlar solda gösterilmektedir - uzama görünümü. Ortada ve sağda - ikinci ve üçüncü dereceden parametrelerin etkisi - kaynak merkezinin yer değiştirmesi ve üçgen deformasyonu

Matthias Bartelmann ve ark. 2016

Galaksiler çok iyidir, ancak yerçekimsel merceklemeyi kullanarak daha da uzağa, galaksilerin ve yıldızların henüz var olmadığı geçmişe bakmak mümkün müdür? Bunun mümkün olduğu ortaya çıktı. CMB radyasyonu, Evrende sadece 400.000 yıl sonra ortaya çıkan elektromanyetik radyasyondur. Büyük patlama- son 13,6 milyar yıldır uzayın her santimetreküpünde mevcut. Bunca zaman boyunca yayılıyor farklı taraflar ve erken Evrenin “izini” taşıyor. Astrofiziğin en önemli alanlarından biri son on yıllar kozmik mikrodalga arka plan ışınımının, tek bir yerde binlerce kümenin bulunduğu böylesine simetrik ve anizotropik (teorik olarak) bir ilkel Evren'den böylesine homojen olmayan ve düzensiz bir yapının nasıl ortaya çıkabileceğini açıklayabilecek homojensizlikleri bulmak amacıyla yapılan bir çalışmaydı. galaksilerden oluşan bir galaksi ve bir diğerinde megaparsek küp büyüklüğünde boşluklar var.

RELIKT-1, COBE, WMAP ve Planck uyduları, kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun homojenliğini artan doğrulukla ölçtü. Artık onu o kadar ayrıntılı görüyoruz ki, maddenin Evrendeki orijinal dağılımıyla ilgili olmayan kaynaklardan gelen çeşitli seslerden (örneğin Sunyaev-Zeldovich etkisi veya çok zayıf yerçekimsel merceklenme nedeniyle) "temizlemek" önemli hale geliyor. . Bu, kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun görüntülerinden mümkün olduğunca doğru bir şekilde çıkarmak ve gökyüzündeki dağılımının standart kozmolojik modele uyup uymadığını değerlendirmeye devam etmek için kaydedildiği durumdur. Dahası, CMB'nin en doğru görüntüleri bile bize Evren hakkında her şeyi söyleyemez; bu, içinde birden fazla bilinmeyenin (örneğin, baryonik maddenin yoğunluğu ve evrenin spektral yoğunluğu) bulunduğu tek bir denklemin olduğu bir problem gibidir. karanlık madde). Zayıf kütleçekimsel merceklenme, şu anda bu kadar doğru sonuçlar vermese bile (ve hatta bazen diğer çalışmaların verileriyle pek uyuşmasa da - aşağıdaki resme bakın), ancak bu, her birinin katkısını belirlemeye yardımcı olacak ikinci bağımsız denklemdir. bilinmiyor genel formül Evren.

Kırılma indeksi