Суть эффекта Эйнштейна проиллюстрирована рис.1.1. Луч L₁ звезды, проецирующейся на небесную сферу в точке Z₁, проходя в окрестностях большой тяготеющей массы, например,- Солнца, отклоняется от прямой линии a₁ в радиальном направлении, в сторону центра S масс Солнца, и поступает к земному наблюдателю N по траектории с асимптотой a₁'. Вследствие этого видимое положение Z₁' проекции звезды на небесную сферу отклоняется от истинного ее положения Z₁ в радиальном направлении, в противоположную от проекции S' центра масс Солнца сторону.

Количественно отклонение звезд и лучей может быть охарактеризовано углом dj между асимптотами a₁ и a₁'. Наблюдаемые значения угла dj столь малы, что могут быть обнаружены и измерены лишь с помощью технических средств. Для наглядности на рис.1.1 этот угол построен со значительным превышением наблюдаемых значений.

При вычислениях значений угла dj исследователи использовали различные методы, выбор которых определялся рамками теории, которая, по мнению авторов, наилучшим образом описывает свойства светового луча, околосолнечного силового поля и его взаимодействия со световым лучом.

Впервые рассматриваемый эффект предсказан Зольднером в 1801 года на основании закона всемирного тяготения И.Ньютона и корпускулярной теории света. Отклонение луча звезды, удаленного от Солнца на расстояние R, по Зольднеру составляет:

. (1.10)

; (1.11)

Вводя величину k - расстояние наибольшего сближения Солнца с лучом, выраженное в солнечных радиусах R_c:

  (1.12)

. (1.13)

Подставляя в правую часть равенства (1.10) числовые значения входящих в него физических величин: гравитационной постоянной G = 6,67 г 10^-11 НЧ м^2Ч кг^-2 ; массы Солнца M_с = 1,99 г 10³⁰ кг; скорости света с = 3 г 10⁸ мЧ с^-1; радиуса Солнца R_с = 6,96 г 10⁸ м, вслед за Зольднером можно получить значение постоянной А, равное 4,24 г 10^-6. При k = 1, что согласно (1.12) соответствует касанию Солнца лучом, в выражении (1.10) угол dj равен "минус" A, и, таким образом, величина A есть абсолютное значение угла dj отклонения луча в случае касания им Солнца, причем его значение исчислено в радианах. Переводя значение А в угловые секунды, вслед за Зольднером имеем: А = 0,87 ".

(1.36)

Следует, однако, заметить, что ширина доверительного интервала абсолютного значения отклонения луча, касающегося Солнца, которая была определена экспериментальным путем Эддингтоном и Кроммелином во время уже упомянутого солнечного затмения 29 мая 1919 года. По оценкам самих исследователей доверительный интервал составил 1,98 + 0,16 ", или 1,98 " + 8,1 % при ожидавшемся значении 1,75 ", что на 13 % ниже полученного значения. Подобный результат, полученный на основании анализа отклонений всего семи звезд, может свидетельствовать лишь о том, что измеренное значение отклонения луча лучше согласуется с выводами теории относительности, чем с расчетами Зольднера, построенными на основании классической механики.

Сомнению подвергается также истолкование непосредственных результатов измерений отклонения звезд как следствия притяжения лучей к Солнцу, а также искривления околосолнечного пространства, т.е. в соответствии с теорией относительности. Основания для подобных сомнений созданы трудно учитываемыми погрешностями измерений. 

Изобретенный А.Эйнштейном в 1911 году оптический метод измерения отклонения лучей характеризуется, таким образом, невысокой точностью и, кроме того, требует привязки момента измерения к солнечным затмениям, наблюдению которых зачастую препятствуют погодные условия. Для проведений экспериментов всего было использовано 8 затмений. Как правило, погрешность измерения отклонения dj лучей колебалась в пределах 5...15 %.

К сожалению, с течением времени точность экспериментов так и не удалось повысить. Так, в последнем из обнаруженном в литературных источниках описании экспериментов Б.-Ф.Джонеса от 30 июня 1973 года /22 - 23/ погрешность оказалась равной + 11 %, что даже больше , чем в экспериментах Эддингтона и Кроммелина 1919 года. Наиболее точные эксперименты датируются 9 мая 1929 года и выполнены Э.-Ф.Фрейндлихом, А.Брунном и Х.-В. фон Клюбером с погрешностью /24 - 32/ около + 0 4,5 %.

В последнее время исследователями найдены новые методы измерения отклонения dj лучей. Так, проведение эксперимента упрощается при работе в радиоволновой части спектра электромагнитных колебаний, поскольку ею не предусматривается привязка момента измерения к солнечному затмению. Правда, при этом, в отличие от оптического метода, в поле зрения приборов находится, как правило, всего один объект наблюдения, что не позволяет собрать большую статистику.

, мкс , (5.1)

где d - расстояние от луча до Солнца, выражаемое в солнечных радиусах; r - расстояние от объекта лоцирования до Солнца, в а.е.; g - так называемый параметризованный постньютоновский (ППН) параметр. ППН - параметр непосредственно связан с радиальным отклонением dj радиолуча релятивистской модели рис.1.1 :

, (5.2)

где А - радиальное отклонение луча, касающегося края Солнца. Величина k вычисляется согласно (1.12). Нетрудно заметить, что при k = 1 для совпадения значения отклонения dj c предсказанным A в рамках теории относительности необходимо, чтобы ППН - параметр dj , рассчитанный на основании измерений dt (5.1) при известных d и r, был равен единице.

Измерения dt осуществляются при различной методике постановки эксперимента. Первоначально их выполняли в ходе пассивной локации Венеры и Меркурия /66 - 67/. При этом значения dt достигали около 240 мкс /68 - 69/, тогда как абсолютная погрешность измерений составляла около 1,5 мкс.

При этом точность измерений повышалась от эксперимента к эксперименту. Первые эксперименты с пассивной локацией характеризовались погрешностью + 22 %, что сопоставимо с точностью оптических измерений. Это обусловлено действием специфических погрешностей, обусловленных /77/, в частности, повышенным, в сравнении с оптическим лучом, отклонением, а следовательно, и задержкой радиолуча солнечной короной. Причиной погрешностей является также неопределенность топологии планеты в месте падения радиолуча, поскольку, часть релятивистской задержки сигнала может быть скомпенсирована опережением его прибытия при отражении от выступающих элементов рельефа.

Переизлучение сигнала космическим кораблем позволило снизить погрешность измерения до примерно + 1,5 %. При этом, однако, наблюдается дополнительная погрешность, связанная с орбитальным движением отражателя относительно Земли, а также случайными возмущениями положения космического аппарата под действием давления светового излучения (солнечного ветра).

В экспериментах с космическим кораблем "Викинг" "на якоре" достигнута предельно низкая погрешность, составившая всего + 0,11 %. Понижение погрешности достигнуто за счет совмещения отражательных свойств космического аппарата и невозмущенного характера движения планеты.

Третьим методом измерения отклонения лучей является радиоинтерферометрический метод, предложенный И.-И.Шапиро в 1968 году /79/. Идея метода основана на ежегодном прохождении Солнца в сентябре - октябре месяце вблизи двух групп квазаров - 3С273; 3С279 и 3С48, а также - 0111+02; 0119+11 и 0116+08, являющихся источниками радиоизлучения. В ходе измерений фиксируют, например, угловое расстояние между квазарами 3С279 и 3С273. При прохождении первого в непосредственной близости от Солнца последний оказывается удаленным от светила примерно на девять солнечных радиусов и не испытывает отклонения видимого положения.

Отклонение же видимого положения квазара 3С279 приводит к уменьшению видимого расстояния между ним и 3С273, которое измеряется радиоинтерферометрическим способом. Погрешность измерения составляет при этом около + 1,1 % /80 - 81/. Недостатком метода, как и в предыдущем случае, является ограниченное, в сравнении с оптическим методом, количество одновременно наблюдаемых объектов, а также сопоставимая с оптическим методом низкая повторяемость явления.

Хронология исследований отклонения лучей представлена таблицей, которая составлена по перечисленным в отдельном столбце источникам. В таблице содержатся значения угла dj отклонения видимого положения объектов (звезд, планет, космических аппаратов), полученные, как результат A,I экстраполяции на случай касания Солнца их лучом. Таблица наряду с данными, полученными в видимой части спектра электромагнитных колебаний, содержит результаты описанных выше радиоизмерений, перерассчитанные (5.2) на A,I. По оптическим измерениям таблица снабжена также результатами перерасчетов отклонения dj луча, выполненных различными исследователями /51 - 54; 86 - 89; 97 - 98/ с использованием различающихся методик по данным ранее проведенных экспериментов.

Так, усреднение по шести измерениям радиолокационным методом, который характеризуются наиболее высокой точностью, привело к результату 1,73 + 0,07 ", практически совпадающему с рассчитанным на основании теории относительности и равным 1,75 ". Усреднение по двенадцати измерениям радиоинтерференционным методом дает результат 1,76 + 0,08 ", даже еще более соответствующий теоретическому.

Восемнадцать измерений оптическим методом, выполненные во время восьми солнечных затмений, имеют усредненный результат, оцениваемый интервалом 1,83 + 0,40 ", что с учетом невысокой точности и значительного разброса результатов измерений неплохо согласуется с теорией относительности /140/.

Однако, усреднение результатов перерасчетов дает интервальную оценку усредненного значения 2,02 + 0,13 ". Используемое в качестве точечной оценки отклонения лучей среднее арифметическое значение отклонения 2,02 " превышает ожидаемое значение 1,75 " более чем на половину ширины доверительного интервала, который по аналогии с данными источников /66 - 71; 104 - 111/ установлен равным одному среднему квадратическому отклонению результатов измерений от их среднего арифметического значения. Подобное превышение составляет 15 % против ожидаемого значения. На подобное превышение обращают внимание также авторы /57; 89; 103; 115 - 116; 164/, отмечая, что оно вряд ли объясняется уже известными погрешностями измерений.

Зависимость результатов измерений отклонения dj лучей звезд от углового расстояния t между звездами и видимым центром Солнца, выраженного в солнечных радиусах, с позиций теории аномальной гравитации описывается уравнением:

, (5.3)

 где A = 1,75 I и A_a - отклонение луча в случае касания им Солнца соответственно в рамках теории относительности (1.36) и теории аномальной гравитации; t - угловое расстояние (1.12) между Солнцем и лучом, выраженное в солнечных радиусах; x и h - константы. Г.Р.Успенским теоретически исследовались значения h из диапазона от 0,94 до 1, а также значения x из диапазона от 1 до бесконечности. Наиболее вероятными считаются значения h = 1; x = 2. При этом отклонение А_а луча на краю Солнца меньше A = 1,751 I и ориентировочно равно 1,166 I .

Угол dj планируется получать как разность видимого и действительного угловых положений Солнечного Зонда. Действительное положение Солнечного Зонда с погрешностью порядка тысячных долей угловой секунды может быть определено на основании внешнетраекторных измерений дальности Зонд - Земля или скорости ее изменения. Видимое угловое положение Зонда будет измеряться с помощью космических интерферометрических систем на основе спутника типа "Спектр - Р", для чего на Зонде необходимо установить передатчик сантиметрового диапазона.

Для определения аномальной задержки времени намечается проведение одновременного обмена сигналами между Зондом и Землей. Установку времени начала радиообмена на борту аппарата и измерение длительности времени распространения сигнала, посланного с Земли предполагается осуществлять с помощью бортовых высокоточных часов (стандартов частоты), характеризуемых стабильностью не хуже 10^-13. Одновременность радиообмена позволит выявить аномальную разницу во времени распространения сигнала (если таковая имеется) по направлениям Зонд - Земля и Земля - Зонд, наличие которой предусмотрено теорией аномальной гравитации за счет увлекающих свет потоков гравматерии.

Измерения аномального сдвига длины волны сигналов будут осуществляться с относительной погрешностью не более 10^-10. Теория аномальной гравитации предполагает для сигнала, принимаемого на Земле, наличие аномального красного смещения, а для сигнала, принимаемого на Зонде, - аномального фиолетового смещения. Различия в характере смещения, как и в предыдущем случае, обусловливаются особенностями потоков гравматерии.

Весь комплекс экспериментов планируется осуществить в околосолнечном пространстве, ограниченном гелиоцентрической сферой радиусом около 30 Ч R_c , что позволит вывести исследования отклонения лучей на качественно новый уровень.

Содержание - Назад - Вперед - E-mail