الفلك

في أي جاذبية تصبح عدسات جاذبية الجسم قابلة للرصد؟

في أي جاذبية تصبح عدسات جاذبية الجسم قابلة للرصد؟



We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

أتساءل عما إذا كنا نعرف مقدار الجاذبية التي يمكن ملاحظتها بعدسة الجاذبية التي تدور حول جرم سماوي (مرئي بمعنى أننا نرى نجومًا في أماكن خاطئة ونجوم خلف الجسم وما إلى ذلك ، كما هو الحال حول هذا النجم النيوتروني ، ولكن بالطبع ليس بنفس القوة ، أود أن أعرف أين تكمن الحدود). يحدث مثل هذا العدسة الجاذبية المرئية حول النجوم النيوترونية والثقوب السوداء والأقزام البيضاء ، أليس كذلك؟ ماذا عن الأقزام الحمراء والبنية؟ كما أنها كثيفة جدًا ولها جاذبية سطحية عالية (على الرغم من أنها ليست عالية مثل الأجسام الأخرى المذكورة بالطبع). هل ينحني الفضاء من حولهم بشكل واضح؟


تصف مقالة "نموذج نسبي عملي للقياس الفلكي من الثانية الجزئية في الفضاء" (Klioner 2003 ؛ الحذر ، الرياضيات شديدة التحمل ...) الإطار الذي تم تطويره لدعم معالجة البيانات لـ ESA جايا مهمة فضائية فلكية. تهدف هذه المهمة إلى قياس موقع (قياس الفلك) للنجوم والأجسام الأخرى تقريبًا. 20 ميكرو ثانية قوسية (واحد على مليون من الثانية القوسية ، وهو 1/3600 من الدرجة). للقيام بذلك ، تحتاج إلى حساب جميع مصادر الخطأ والانحراف ، مثل انحناء الضوء بالقرب من الأجسام الضخمة ، إلى مستوى أقل بكثير من الدقة المتوقعة (تم اختيار هذا المستوى من الخطأ النظامي ليكون 1 ميكرو ثانية ، ومن هنا جاء هذا الجزء من العنوان).

يناقش القسم 6 من الورقة انحناء الضوء الثقالي ويعطي الجدول 1 حجم التأثير للأجسام المختلفة في النظام الشمسي. العمود برئاسة $ delta_ {pN} $ يعطي حجم التأثير في ميكرو ثانية قوسية ($ mu $مثل). كما هو متوقع الشمس لها أكبر تأثير في 1.75 دولار times10 ^ 6 ، mu $مثل 1.75 بوصة ، مع ثاني كوكب المشتري وما إلى ذلك. يعطي العمودين التاليين الفصل الزاوي ، يجب أن يمر شعاع الضوء إلى الجسم لإحداث $ 1 mu كـ $ أو 10 دولارات مي مثل دولار تأثير. على سبيل المثال ، أي شعاع ضوئي من جسم بعيد يمر بداخله 11.3 دولارًا ^ Circ $ من كوكب المشتري سوف يسبب على الأقل 10 دولارات مي مثل دولار تأثير. أصغر الأجسام التي لها تأثير أكبر من $ 1 mu كـ $ هل الكوكب القزم سيريس (الكتلة 8.958 دولارًا مرة 10 ^ {20} دولارًا أمريكيًا كلغ) ، والأقمار ديون (1.05 دولار مرات 10 ^ {21} دولار كجم) و Umbriel (1.27 دولار مرة 10 ^ {21} دولار كجم) - هذه الكتل أصغر عدة آلاف مرة من الأرض على سبيل المثال.

الآن مستوى الدقة المطلوب جايا أكثر دقة بكثير من الانحرافات أصغر بعشرات الآلاف من المرات مما قد تراه في صورة بصرية باستخدام تلسكوب عادي ، على سبيل المثال تأكيد إدينجتون للنسبية العامة خلال الكسوف الكلي للشمس عام 1919 (قصة موقع space.com). تتضمن ورقة Klioner (2003) معادلة لتقدير حجم تأثير انحراف الضوء كدالة للكثافة ولكنك تحتاج إلى معرفة مستوى الانحراف الذي تهتم به للحصول على إجابة. الصيغة (رقم 35 في الصفحة 11 من الورقة) لنصف القطر $ L $ لجسم ينتج عنه انحراف خفيف عن $ دلتا $ هو: $$ L geq left ( frac { rho} {1 ، textrm {g cm} ^ {- 3}} right) ^ {- 1/2} left ( frac { delta} { 1 ، mu textrm {as}} right) ^ {1/2} times 624 ، textrm {km} $$ أين $ rho $ هي متوسط ​​كثافة الجسم. بمجرد اختيار مستوى الانحراف / العدسة الذي تريده ($ دلتا $) ، يمكنك اختيار كثافات مناسبة (مثل الكويكبات $ sim2 ، textrm {g cm} ^ {- 3} $والأرض والكواكب الصخرية الأخرى $ sim5.5 ، textrm {g cm} ^ {- 3} $)


في أي جاذبية تصبح عدسات جاذبية الجسم قابلة للرصد؟ - الفلك

نحن نعلم ما هي العدسات. لديناهم في النظارات والكاميرات والتلسكوبات وأعيننا. هؤلاء عدسات بصرية مصنوعة من مادة شفافة ، وتركز الضوء. ومع ذلك ، يستخدم علماء الفلك الآن أيضًا عدسات الجاذبية لاكتشاف المجرات البعيدة والمادة المظلمة والكواكب خارج المجموعة الشمسية. ما هي عدسة الجاذبية وكيف تعمل؟

المادة تشوه الفضاء وتنحني الضوء
تبدأ القصة بألبرت أينشتاين. تقول نظريته النسبية العامة أن المادة تشوه الفضاء المحيط بها. لذلك يمكنك ملاحظة أن الضوء ينحني أثناء مروره عبر الفضاء حول جسم ضخم مثل النجم. لكن من الناحية العملية ، كيف سيعمل ذلك؟

تتنبأ النظرية بأن الضوء القادم من النجوم خلف الشمس ينحني بمقدار معين عندما يأتي نحونا. لسوء الحظ ، فإن وهج الشمس يجعل من المستحيل ملاحظة ذلك. ما عدا خلال الكسوف الكلي للشمس.

في عام 1919 ، اختبر عالم الفلك البريطاني آرثر إدينجتون (1882-1944) ومعاونوه النظرية خلال الكسوف. قاموا بتصوير النجوم في سماء الليل قبل ستة أشهر من الكسوف. كانت هذه هي نفس النجوم التي قد يرونها خلال ظلام الخسوف ، لذلك يمكنهم بعد ذلك تحديد ما إذا كانت مواقع النجوم قد تغيرت - وإذا كان الأمر كذلك ، فما مقدار ذلك. أكدت النتائج توقعات أينشتاين ، وأصبح كل من أينشتاين وإدينجتون من المشاهير العالميين.

عدسة الجاذبية
أدرك أينشتاين أن هناك تأثيرًا آخر يمكن ملاحظته نظريًا للأجسام الضخمة التي تنحني الضوء وهو a عدسة الجاذبية. كلما زاد حجم الجسم ، زاد مجال جاذبيته ، وبالتالي زادت أشعة الضوء.

في أبسط صورها ، تعمل على هذا النحو. تخيل جسمًا بعيدًا مثل المجرة البعيدة في هذا الرسم التخطيطي. بيننا وبين المجرة مجموعة ضخمة من المجرات التي تعمل جاذبيتها كعدسة لثني الضوء القادم حولها. تظهر الخطوط البيضاء الضوء الذي لن نراه من الأرض. توضح الخطوط البرتقالية مسارات الضوء التي تنثنيها العدسة والتي سنراها. هناك مساران منفصلان ، لذلك سنرى صورتين متميزتين للمجرة البعيدة.

أول عدسة جاذبية معروفة
كتب علماء غير آينشتاين أيضًا عن نظرية عدسات الجاذبية ، لكن الجميع اتفقوا على أننا لن نتمكن من رؤيتها. ومع المعدات المتوفرة في الجزء الأول من القرن العشرين ، كان هذا صحيحًا.

لم يتم اكتشاف عدسة الجاذبية الأولى حتى عام 1979 الكوازار Q0957 + 561. النجوم الزائفة هي أجسام ضخمة تنتج كميات هائلة من الطاقة وتبدو إلى حد ما مثل النجوم من خلال التلسكوب.

في حالة Q0957 + 561 ، ما وجدوه كان زوجًا كوازارات متشابهة جدًا. بعد بعض الدراسة ، كان من الواضح أنهما ليسا توأمان ، بل صورتان لنفس الشيء. قامت المجرة YKOW G1 ، في خط البصر ، بثني ضوء الكوازار على مسارين مختلفين ، مما أدى إلى إنتاج صورة مزدوجة مرئية في منتصف هذه الصورة. يقع Twin Quasar ، كما كان يطلق عليه ، على بعد أقل بقليل من تسعة مليارات سنة ضوئية من الأرض ، والمجرة العدسة تبعد حوالي أربعة مليارات سنة ضوئية. لم نتمكن من رؤية الكوازار بدون تأثير العدسة.

أنواع الصور المختلفة
عدسة الجاذبية ليست بسيطة مثل العدسة البصرية. ليس لديها نقطة تركيز واحدة. بالإضافة إلى ذلك ، قد يكون جسم العدسة شيئًا مثل مجموعة من المجرات التي تكون هندسية إلى حد ما فوضوية. سترتبط الصورة أيضًا بالطريقة التي يصطف بها الكائن والعدسة والمراقب. إذا تمت محاذاة كل شيء تمامًا ، فسيبدو الكائن البعيد مثل حلقة حول كائن العدسة. هذا يسمى خاتم أينشتاين. لم ير أحدًا مثاليًا حتى الآن - لكن LRG 3-757 يقترب. شوهت جاذبية مجرة ​​حمراء مضيئة (LRG) ضوء المجرة الزرقاء البعيدة.

من المعتاد الحصول على صور مشوهة متعددة ، إما كأقواس أو بشكل مثير للاهتمام ، كملف صليب أينشتاين. إليكم صليب أينشتاين الذي شكلته المجرة G2237 + 0305 بعدسة كوازار على بعد ثمانية مليارات سنة ضوئية.

في بعض الأحيان يكون التأثير هو جعل كائن الخلفية أكثر إشراقًا ، ولكن الأكثر شيوعًا هي الحلقات والأقواس والصور المتعددة. صورة العنوان هي مثال على صور متعددة. هناك سلسلة من خمس صور منفصلة تشبه الثعبان. هذا هو نتيجة العنقود Abell 370 الذي يشوه الضوء من المجرة.

استخدام عدسة الجاذبية
لقد دعم اكتشاف عدسات الجاذبية نظرية أينشتاين ، لكن علماء الفلك لا يواصلون دراستها لهذا السبب أو لأنهم يصنعون صورًا جميلة. لقد أصبحت أدوات مراقبة مهمة مع عدد من الاستخدامات. وهنا بعض الأمثلة.

1. تسمح لنا عدسات الجاذبية برؤية أعمق في الكون أكثر مما هو ممكن. تم اكتشاف المجرات الأبعد - وبالتالي الأصغر - التي نعرفها بهذه الطريقة. نظرًا لأننا لا نستطيع رؤية الأشياء إلا عندما يصلنا ضوءها ، فكلما نظرنا بعيدًا ، فإننا أيضًا ننظر إلى الوراء في الوقت المناسب.

2. المادة المظلمة هي مادة لا تتفاعل مع الضوء أو أي نوع من الإشعاع الكهرومغناطيسي. ومع ذلك يمكن اكتشافه من خلال آثار الجاذبية. تساعد مساهمته في تأثيرات العدسة علماء الفلك على رسم خريطة للمادة المظلمة.

3. يُعرف نوع واحد من المراقبة باسم العدسة الدقيقة ويتم استخدامه للكشف عن الكواكب خارج المجموعة الشمسية. الاتجاه الصعودي هو أن الطريقة يمكن أن تجد كواكب منخفضة الكتلة حول النجوم البعيدة. الجانب السلبي هو أنه يحدث كحدث ناتج عن محاذاة معينة للكائنات. هذا يعني أنه من الصعب - أو من المستحيل - المتابعة لاحقًا.

ملاحظة: الصور الواردة في هذا المقال مأخوذة من تلسكوب هابل الفضائي.

حقوق الطبع والنشر للمحتوى ونسخة 2021 بواسطة منى إيفانز. كل الحقوق محفوظة.
هذا المحتوى كتبته منى إيفانز. إذا كنت ترغب في استخدام هذا المحتوى بأي طريقة ، فأنت بحاجة إلى إذن كتابي. تواصل مع منى إيفانز للحصول على التفاصيل.


هندسة الفضاء


https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Fireworks_in_Jaén_(cropped).jpg
تربط نظرية أينشتاين تأثيرات الجاذبية بانحناء الزمكان. كما رأينا للتو ، فإن التأثيرات المألوفة للجاذبية تنشأ من الانحناء في صفائح الزمكان في الزمكان. تتبع المقذوفات مسارات القطع المكافئ وتتحرك الكواكب في مدارات إهليلجية يتم استردادها تقريبًا تمامًا من انحناء صفائح الزمكان هذه. تتطلب مظاهر الانحناء الأكثر وضوحًا هذه وقتًا. إن الانحناء في الصفائح الفضائية البحتة للزمكان ، أي انحناء هندستنا المكانية البحتة ، يكاد يكون غير محسوس في الظروف العادية.
ومع ذلك فإن التأثير موجود. تقول نظرية أينشتاين أن هندسة الفضاء تصبح منحنية بالقرب من أجسام ضخمة جدًا. هذا صحيح بالنسبة للفضاء الذي نعرف أنه قريب من كتلتي الأرض والشمس. ومع ذلك ، فإن الانحراف عن التسطيح في هذه المساحات طفيف للغاية بحيث لا يمكن لأي قياس عادي اكتشافه.

لهذا السبب ، اعتقدنا منذ آلاف السنين أن مساحتنا إقليدية تمامًا ، في حين أنها تقريبًا جدًا. هذه الآثار تستحق المتابعة. في حين أنها صغيرة في الجاذبية الضعيفة للشمس والأرض ، فإنها تصبح أكثر وضوحًا عندما نقترب من أجسام ذات جاذبية أكثر كثافة أو نفكر في المسافات الهائلة في علم الكونيات. إن وجود الانحناء حتى بدرجة صغيرة في الجزء الخاص بنا من الفضاء له أهمية أساسية كبيرة. إنه يوضح أن الفكرة القديمة بأن الفضاء يجب أن يكون إقليديًا خاطئة من الناحية التجريبية.

للتعرف على مدى قرب هندستنا المحلية من الإقليدية ، دعونا نقدر الاضطراب الذي يحدث بسبب وجود الشمس. فكر في دائرة ضخمة حول الشمس تتزامن تقريبًا مع مدار الأرض. تخبرنا الهندسة الإقليدية أن محيط هذه الدائرة يساوي 2π × نصف قطر المدار.

تخيل أننا نقترب الآن من الشمس مسافة ميل واحد في كل مرة ونرسم دائرة جديدة تتمحور حول الشمس في كل خطوة. تخبرنا النتيجة الإقليدية أنه لكل ميل نقترب من الشمس ، يتضاءل محيط الدائرة بمقدار 2 ميل ونصف.
هذه هي النتيجة الإقليدية. نظرًا لوجود الشمس ، فإن الفضاء حول الشمس ليس إقليديًا تمامًا. وفقًا للنسبية العامة ، لكل ميل نقترب منه من الشمس ، لا تفقد الدائرة ميلين ونصف في محيط تخسر فقط (0.99999999) × 2 ميل.

ماذا يفعل هذا الاضطراب الطفيف في هندسة الفضاء بالخطوط المستقيمة للهندسة المكانية؟ يجعلهم ينحرفون قليلاً عما تتوقعه بخلاف ذلك.

لرؤية التأثير ، ضع في اعتبارك النقطتين A و B بالقرب من الشمس. نتخيل أولاً أن الفضاء القريب من الشمس له هندسة إقليدية مسطحة. سيكون الخط المستقيم بينهما هو أقصر مسافة وسيتم تكوينه على النحو التالي:

إذا استبدلنا الآن هندسة الفضاء حول الشمس بالهندسة التي تنبأت بها النسبية العامة ، فسيكون هناك تغيير في خط أقصر مسافة بين A و B. يمكننا توقع ما سيكون عليه هذا التغيير. مع اقترابنا من الشمس ، لم تعد الدوائر المحيطة بالشمس تتقلص في محيطها بالسرعة التي توقعها إقليدس. وبالتالي ، يمكن أن يصبح الخط الممتد من أ إلى ب أقصر قليلاً إذا كان يتبع دوائر أبعد قليلاً عن الشمس. التأثير هو أن الخط ، الذي ينحرف قليلاً عن الشمس ، سيكون الآن أقصر مسافة بين A و B في الفضاء. سيبدو شيئا من هذا القبيل:

يتطلب الأمر مزيدًا من الجهد لنرى أن هذا هو التصحيح المطلوب عندما نستبدل الهندسة الإقليدية للفضاء بتلك التي تتطلبها النسبية العامة. التفاصيل في:
الملحق: جيوديسيا الفضاء بالقرب من الشمس

الانحراف صغير للغاية. ومع ذلك ، كما سنرى أدناه ، فقد اتضح أنه أحد أقدم التأثيرات التي تم قياسها بالفعل.

احذر: في حين أن هذا الشكل يشبه إلى حد ما مخطط الزمكان لجسم في حالة سقوط حر فوق سطح الأرض ، إلا أنهما ليسا متماثلين. يقع الخط AB هنا في فضاء ثلاثي الأبعاد عادي.


ما هي كمية المادة المظلمة اللازمة لتشويه الضوء بفعل الجاذبية؟

أنا أفهم أن المادة المظلمة لها خاصية الجاذبية فقط. لا يتفاعل مباشرة مع المادة العادية أو الإشعاع الكهرومغناطيسي. يأتي الدليل على المادة المظلمة من الملاحظات التي تتعارض مع قانون الجاذبية المعروف. (سرعة دوران المجرات البعيدة ثابتة بغض النظر عن المسافة من مركز المجرة). أشارت هذه البيانات وغيرها إلى أن المادة المظلمة لا تتفاعل إلا من خلال الجاذبية.

منذ أن تم إثبات انعكاس الجاذبية للضوء بالقرب من الثقوب السوداء ، فمن المتوقع أن تشوهات الجاذبية الكبيرة من المادة المظلمة يمكن أن تشوه الضوء أيضًا. هل شوهد هذا؟

هل يمكن تفسير الانزياح المتزايد للضوء إلى الأحمر مع المسافة بالتأثير التراكمي للمادة المظلمة التي تمارس قوة الجاذبية الموجهة بعيدًا عنا؟

هناك طريقة أخرى للتفكير في هذا وهي اعتبار أن كوننا المرئي له بُعد ثابت. لم يكن هناك ما يكفي من الوقت للضوء للوصول إلينا من النجوم وراء هذا البعد. ومع ذلك ، إذا كان الكون الفعلي أكبر بكثير من الكون المرئي ، وكان كله مليئًا بالمادة المظلمة ، فهل لن نرى تأثير الجاذبية على الضوء المنبعث من الحدود التي يمكننا رؤيتها؟ (طالما أن المادة المظلمة ليست متجانسة) يشير هذا التفسير التالي إلى أن المادة المظلمة الموزعة بشكل متجانس في الكون لا يمكن أن يكون لها تأثيرات جاذبية. http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/mechanics/sphshell2.html

في الأساس ، القوة الناتجة عن أي توزيع كتلة متماثل كرويًا على كتلة داخل نصف قطرها هي صفر.

هذا يعني أن المادة المظلمة ليست متجانسة في الكون. كما تم حساب كثافة المادة المظلمة.


بعض الجوانب الفلكية للجاذبية

كما هو مذكور أعلاه ، تسمح دراسات الجاذبية بتقدير كتل وكثافة الأجرام السماوية ، وبالتالي تجعل من الممكن التحقيق في التكوينات الفيزيائية للنجوم والكواكب. نظرًا لأن الجاذبية قوة ضعيفة جدًا ، فإن تأثيراتها المميزة تظهر فقط عندما تكون الكتل كبيرة جدًا. فكرة أن الضوء يمكن أن ينجذب بواسطة الجاذبية قد اقترحها ميشيل وفحصها عالم الرياضيات والفلك الفرنسي بيير سيمون لابلاس. تم وصف تنبؤات الفيزياء الكلاسيكية والنسبية العامة بأن الضوء المار بالقرب من الشمس قد ينحرف أعلاه. هناك نتيجتان أخريان لعلم الفلك. قد يمر الضوء من جسم بعيد بالقرب من أشياء أخرى غير الشمس وينحرف عنها. على وجه الخصوص ، قد تنحرف مجرة ​​ضخمة عن مسارها. إذا كان هناك جسم ما خلف مجرة ​​ضخمة ، كما يُرى من الأرض ، فقد يصل الضوء المنحرف إلى الأرض بأكثر من مسار واحد. تعمل مثل العدسة التي تركز الضوء على طول مسارات مختلفة ، قد تجعل جاذبية المجرة الكائن يظهر ، تم العثور على أمثلة متعددة لمثل هذه الأجسام المزدوجة على ما يبدو.

أشار كل من ميشيل ولابلاس إلى أن جذب جسم كثيف جدًا للضوء قد يكون كبيرًا جدًا بحيث لا يمكن للضوء أن يهرب من الجسم ، مما يجعله غير مرئي. هذه الظاهرة هي ثقب أسود. تم تطوير النظرية النسبية للثقوب السوداء بشكل شامل في السنوات الأخيرة ، وقد أجرى علماء الفلك ملاحظات مكثفة عنها. تتكون إحدى الفئات المحتملة من الثقوب السوداء من النجوم الكبيرة جدًا التي استهلكت كل طاقتها النووية بحيث لم تعد محتجزة بسبب ضغط الإشعاع وانهارت في ثقوب سوداء (قد تنهار النجوم الأقل كتلة إلى نجوم نيوترونية). يُعتقد أن الثقوب السوداء الهائلة التي تبلغ كتلتها ملايين إلى مليارات أضعاف كتلة الشمس توجد في مراكز معظم المجرات.

الثقوب السوداء ، التي لا يمكن للإشعاع الهروب منها ، لا يمكن رؤيتها بضوءها ، ولكن هناك تأثيرات ثانوية يمكن ملاحظتها. إذا كان الثقب الأسود مكونًا واحدًا لنجم مزدوج ، فيمكن اشتقاق الحركة المدارية للزوج وكتلة العضو غير المرئي من الحركة التذبذبية لرفيق مرئي. لأن الثقوب السوداء تجذب المادة ، فإن أي غاز موجود بالقرب من جسم من هذا النوع سوف يسقط فيها ويكتسب ، قبل أن يتلاشى في الثقب ، سرعة عالية وبالتالي درجة حرارة عالية. قد يصبح الغاز ساخنًا بدرجة كافية لإنتاج أشعة سينية وأشعة جاما من حول الحفرة. مثل هذه الآلية هي أصل بعض المصادر الفلكية القوية للأشعة السينية والراديو ، بما في ذلك تلك الموجودة في مراكز المجرات والكوازارات. في حالة المجرة الضخمة M87 ، تمت ملاحظة الثقب الأسود الهائل في مركزها ، والذي تبلغ كتلته 6.5 مليار مرة كتلة الشمس بشكل مباشر.


فوكال بيوند ستارز

يجبرنا إيجاد طرق لاستغلال عدسة جاذبية الشمس على مراعاة هالة الشمس ، وهي مشكلة عالجها كل من إيشلمان (ستانفورد) وسلافا توريشيف (مختبر الدفع النفاث) قريبًا. نرغب في الحصول على مركبة فضائية ليس فقط إلى 550 وحدة فلكية ، ولكن أبعد من ذلك لتجنب تشويه الإكليل ، مستفيدين من حقيقة أننا لا نتعامل مع نقطة محورية ولكن مع خط بؤري. اسمحوا لي أن أقتبس من إحدى أوراق كلوديو ماكون حول هذا (الاقتباس في نهاية هذا المنشور):

& # 8230a نتيجة بسيطة ولكنها مهمة جدًا للمناقشة أعلاه هي أن جميع النقاط الموجودة على الخط المستقيم وراء هذه المسافة البؤرية الدنيا هي بؤر أيضًا ، لأن أشعة الضوء التي تمر من الشمس بعيدًا عن الحد الأدنى للمسافة لها زوايا انحراف أصغر وبالتالي تأتي معًا على مسافة أكبر من الشمس.

وبالتالي لدينا القدرة على التحرك إلى ما بعد 550 AU ، وفي الواقع ليس لدينا خيار سوى القيام بذلك. تخلق هالة الشمس ما يسميه Maccone "تأثير العدسة المتباينة" ويعارض التأثير المتقارب الذي نربطه بعدسة الجاذبية. والنتيجة هي أن الحد الأدنى للمسافة التي يجب أن تصل إليها المركبة FOCAL (هنا أقوم بإعادة صياغة الورقة) تكون أعلى للترددات المنخفضة (لمصدر الموجات الكهرومغناطيسية التي تعبر الهالة الشمسية) وأقل للترددات الأعلى. وبالتالي عند 500 جيجاهرتز ، يكون التركيز حوالي 650 وحدة فلكية. عند 160 جيجاهرتز ، يكون التركيز عند 763 AU.

لكن هل نحن مقيدون باستخدام الشمس ، وإذا بنينا "جسورًا" لاسلكية كما تمت مناقشته بالأمس ، فإن النجوم القريبة هي عدسات جاذبية؟ اتضح أنه يمكن استخدام الكواكب أيضًا لهذا الغرض. في دراسته لعام 2011 لهذه الفكرة ، والتي ظهرت في اكتا الفضاء، ينتج Maccone المعادلات المطلوبة ، مشيرًا إلى أن نسبة مربع نصف قطر الكوكب إلى كتلته تتيح لنا حساب المسافة التي يجب أن تصل إليها المركبة الفضائية للاستفادة من عدسة الكواكب. من ذلك حددنا ما يسميه الكوكب المجال البؤري.

صورة: الحزام الكامل من المجالات البؤرية بين 550 و 17000 وحدة فلكية من الشمس ، كما تم إنشاؤها بواسطة تأثير عدسة الجاذبية للشمس وجميع الكواكب ، موضح هنا على نطاق واسع. إن اكتشاف هذا الحزام من المجالات البؤرية هو النتيجة الرئيسية المطروحة في هذه الورقة ، إلى جانب حساب مكاسب الهوائي ذات الصلة. الائتمان: C. Maccone.


محتويات

في سبتمبر 1905 ، نشر ألبرت أينشتاين نظريته عن النسبية الخاصة ، والتي توفق بين قوانين نيوتن للحركة والديناميكا الكهربية (التفاعل بين الأشياء مع الشحنة الكهربائية). قدمت النسبية الخاصة إطارًا جديدًا لجميع الفيزياء من خلال اقتراح مفاهيم جديدة للمكان والزمان. كانت بعض النظريات الفيزيائية المقبولة آنذاك غير متوافقة مع هذا الإطار ، ومن الأمثلة الرئيسية على ذلك نظرية نيوتن في الجاذبية ، والتي تصف الانجذاب المتبادل الذي تختبره الأجسام بسبب كتلتها.

بحث العديد من الفيزيائيين ، بما في ذلك أينشتاين ، عن نظرية من شأنها التوفيق بين قانون نيوتن للجاذبية والنسبية الخاصة. أثبتت نظرية أينشتاين فقط أنها تتوافق مع التجارب والملاحظات. لفهم الأفكار الأساسية للنظرية ، من المفيد اتباع تفكير أينشتاين بين عامي 1907 و 1915 ، بدءًا من تجربته الفكرية البسيطة التي تضمنت مراقبًا في حالة سقوط حر إلى نظريته الهندسية الكاملة عن الجاذبية. [1]

تحرير مبدأ التكافؤ

يعاني الشخص الموجود في مصعد يتساقط حرًا من كائنات انعدام الوزن إما تطفو بلا حراك أو تنجرف بسرعة ثابتة. نظرًا لأن كل شيء في المصعد يتساقط معًا ، فلا يمكن ملاحظة أي تأثير جاذبية. بهذه الطريقة ، لا يمكن التمييز بين تجارب المراقب في السقوط الحر وتجارب المراقب في الفضاء السحيق ، بعيدًا عن أي مصدر مهم للجاذبية. هؤلاء المراقبون هم المراقبون المتميزون ("القصور الذاتي") الذين وصفهم أينشتاين في نظريته عن النسبية الخاصة: المراقبون الذين يسافر الضوء بالنسبة لهم على طول خطوط مستقيمة بسرعة ثابتة. [2]

افترض أينشتاين أن التجارب المماثلة للمراقبين عديمي الوزن والمراقبين القصور الذاتي في النسبية الخاصة تمثل خاصية أساسية للجاذبية ، وقد جعل هذا حجر الزاوية في نظريته عن النسبية العامة ، والتي تم إضفاء الطابع الرسمي عليها في مبدأ التكافؤ الخاص به. بشكل تقريبي ، ينص المبدأ على أن الشخص الموجود في مصعد يسقط بحرية لا يمكنه معرفة أنه في حالة سقوط حر. كل تجربة في بيئة السقوط الحر هذه لها نفس النتائج كما لو كانت لمراقب في حالة راحة أو يتحرك بشكل موحد في الفضاء السحيق ، بعيدًا عن جميع مصادر الجاذبية. [3]

تحرير الجاذبية والتسارع

تختفي معظم تأثيرات الجاذبية في السقوط الحر ، لكن التأثيرات التي تبدو مماثلة لتلك التي تسببها الجاذبية يمكن أن تكون كذلك أنتجت من خلال إطار مرجعي سريع. لا يستطيع أي مراقب في غرفة مغلقة معرفة أي مما يلي صحيح:

  • الأجسام تتساقط على الأرض لأن الغرفة تستريح على سطح الأرض ويتم سحب الأشياء لأسفل بواسطة الجاذبية.
  • الأجسام تسقط على الأرض لأن الغرفة على متن صاروخ في الفضاء ، والذي يتسارع عند 9.81 م / ث 2 ، الجاذبية القياسية على الأرض ، وبعيدًا عن أي مصدر للجاذبية. يتم سحب الأشياء نحو الأرض بنفس "قوة القصور الذاتي" التي تضغط على سائق السيارة المتسارعة في الجزء الخلفي من مقعده.

على العكس من ذلك ، يجب أيضًا ملاحظة أي تأثير يتم ملاحظته في إطار مرجعي متسارع في مجال الجاذبية للقوة المقابلة. سمح هذا المبدأ لأينشتاين بالتنبؤ بالعديد من التأثيرات الجديدة للجاذبية في عام 1907 ، كما هو موضح في القسم التالي.

يجب على المراقب في إطار مرجعي متسارع تقديم ما يسميه الفيزيائيون قوى وهمية لحساب التسارع الذي يختبره الراصد والأشياء من حوله. في مثال السائق الذي يتم الضغط عليه في مقعده ، فإن القوة التي يشعر بها السائق هي مثال آخر هو القوة التي يمكن للمرء أن يشعر بها أثناء سحب الذراعين لأعلى وللخارج عند محاولة الدوران مثل القمة. كانت رؤية أينشتاين الرئيسية هي أن الجاذبية المستمرة والمألوفة لحقل جاذبية الأرض هي في الأساس نفس هذه القوى الوهمية. [4] دائمًا ما يبدو الحجم الظاهري للقوى الوهمية متناسبًا مع كتلة أي جسم تعمل عليه - على سبيل المثال ، يبذل مقعد السائق قوة كافية لتسريع السائق بنفس معدل السيارة. عن طريق القياس ، اقترح أينشتاين أن جسمًا في مجال الجاذبية يجب أن يشعر بقوة جاذبية تتناسب مع كتلته ، كما يتجسد في قانون نيوتن للجاذبية. [5]

عواقب جسدية تحرير

في عام 1907 ، كان أينشتاين لا يزال على بعد ثماني سنوات من إكمال النظرية العامة للنسبية. ومع ذلك ، فقد كان قادرًا على تقديم عدد من التنبؤات الجديدة والقابلة للاختبار التي استندت إلى نقطة البداية لتطوير نظريته الجديدة: مبدأ التكافؤ. [6]

التأثير الأول الجديد هو انزياح تردد الجاذبية للضوء. لننظر إلى اثنين من المراقبين على متن سفينة صاروخية متسارعة. على متن مثل هذه السفينة ، هناك مفهوم طبيعي لـ "أعلى" و "لأسفل": الاتجاه الذي تتسارع فيه السفينة هو "لأعلى" ، والأجسام غير المرتبطة تتسارع في الاتجاه المعاكس ، وتسقط "لأسفل". افترض أن أحد المراقبين "أعلى" من الآخر. عندما يرسل المراقب السفلي إشارة ضوئية إلى المراقب الأعلى ، فإن التسارع يتسبب في إزاحة الضوء باللون الأحمر ، كما يمكن حسابه من النسبية الخاصة ، فإن المراقب الثاني سيقيس ترددًا أقل للضوء من الأول. على العكس من ذلك ، فإن الضوء المرسل من المراقب الأعلى إلى الأسفل يتحول إلى اللون الأزرق ، أي أنه يتحول نحو الترددات الأعلى. [7] جادل أينشتاين بأن مثل هذه التغيرات في التردد يجب أن تُلاحظ أيضًا في مجال الجاذبية. يتضح هذا في الشكل الموجود على اليسار ، والذي يُظهر موجة ضوئية تتحول تدريجياً إلى اللون الأحمر بينما تشق طريقها صعودًا ضد تسارع الجاذبية. تم تأكيد هذا التأثير تجريبياً ، كما هو موضح أدناه.

يتوافق هذا التحول في تردد الجاذبية مع تمدد زمن الجاذبية: نظرًا لأن الراصد "الأعلى" يقيس نفس الموجة الضوئية لتردد أقل من المراقب "السفلي" ، يجب أن يمر الوقت بشكل أسرع بالنسبة للمراقب الأعلى. وبالتالي ، فإن الوقت يمر بشكل أبطأ للمراقبين الأقل في مجال الجاذبية.

من المهم التأكيد على أنه ، بالنسبة لكل مراقب ، لا توجد تغييرات ملحوظة في تدفق الوقت للأحداث أو العمليات التي تكون في حالة راحة في إطاره المرجعي. تتميز بيض الخمس دقائق كما تم توقيتها بواسطة ساعة كل مراقب بنفس الاتساق الذي تمر به سنة واحدة على كل ساعة ، كل مراقب يتقدم في العمر بهذا المقدار ، كل ساعة ، باختصار ، تتوافق تمامًا مع جميع العمليات التي تحدث في محيطها المباشر. فقط عندما تتم مقارنة الساعات بين مراقبين منفصلين يمكن للمرء أن يلاحظ أن الوقت يمر بشكل أبطأ بالنسبة للمراقب الأقل منه بالنسبة للمراقب الأعلى. [8] هذا التأثير ضئيل ، ولكن تم تأكيده أيضًا تجريبيًا في تجارب متعددة ، كما هو موضح أدناه.

بطريقة مماثلة ، تنبأ أينشتاين بانحراف الجاذبية للضوء: في مجال الجاذبية ، ينحرف الضوء إلى أسفل. من الناحية الكمية ، كانت نتائجه معطلة بمعامل اثنين ، حيث يتطلب الاشتقاق الصحيح صياغة أكثر اكتمالا لنظرية النسبية العامة ، وليس فقط مبدأ التكافؤ. [9]

تحرير تأثيرات المد والجزر

لا يشكل التكافؤ بين تأثيرات الجاذبية والقصور الذاتي نظرية كاملة للجاذبية. عندما يتعلق الأمر بشرح الجاذبية بالقرب من موقعنا على سطح الأرض ، فإن الإشارة إلى أن إطارنا المرجعي ليس في حالة سقوط حر ، بحيث يمكن توقع القوى الوهمية ، يقدم تفسيرًا مناسبًا. لكن الإطار المرجعي السقوط الحر على جانب واحد من الأرض لا يمكن أن يفسر سبب تعرض الناس على الجانب الآخر من الأرض لجاذبية في الاتجاه المعاكس.

هناك مظهر أكثر أساسية لنفس التأثير يتضمن جسمين يسقطان جنبًا إلى جنب نحو الأرض. في إطار مرجعي يقع في حالة سقوط حر بجانب هذه الأجسام ، يبدو أنها تحوم بلا وزن - لكن ليس كذلك تمامًا. لا تسقط هذه الأجسام بالضبط في نفس الاتجاه ، ولكن في اتجاه نقطة واحدة في الفضاء: أي مركز جاذبية الأرض. وبالتالي ، هناك مكون لحركة كل جسم تجاه الآخر (انظر الشكل). في بيئة صغيرة مثل المصعد المتساقط بحرية ، يكون هذا التسارع النسبي ضئيلًا للغاية ، بينما يكون التأثير كبيرًا بالنسبة للقافزين بالمظلات على الجانبين المتقابلين من الأرض. هذه الاختلافات في القوة مسؤولة أيضًا عن المد والجزر في محيطات الأرض ، لذلك يستخدم مصطلح "تأثير المد والجزر" لهذه الظاهرة.

لا يمكن أن يفسر التكافؤ بين القصور الذاتي والجاذبية تأثيرات المد والجزر - لا يمكنه تفسير الاختلافات في مجال الجاذبية. [10] لذلك ، هناك حاجة إلى نظرية تصف الطريقة التي تؤثر بها المادة (مثل الكتلة الكبيرة للأرض) على البيئة بالقصور الذاتي المحيطة بها.

من التسارع إلى الهندسة تحرير

في استكشاف تكافؤ الجاذبية والتسارع وكذلك دور قوى المد والجزر ، اكتشف أينشتاين العديد من المقارنات مع هندسة الأسطح. مثال على ذلك هو الانتقال من إطار مرجعي بالقصور الذاتي (حيث تتساقط الجسيمات الحرة على طول مسارات مستقيمة بسرعات ثابتة) إلى إطار مرجعي دوار (حيث يجب إدخال المصطلحات الإضافية المقابلة للقوى الوهمية من أجل شرح حركة الجسيمات): هذا يماثل الانتقال من نظام الإحداثيات الديكارتية (حيث تكون خطوط الإحداثيات خطوطًا مستقيمة) إلى نظام إحداثيات منحني (حيث لا يلزم أن تكون خطوط الإحداثيات مستقيمة).

هناك تشبيه أعمق يربط بين قوى المد والجزر بخاصية الأسطح المسماة انحناء. بالنسبة لحقول الجاذبية ، فإن غياب أو وجود قوى المد والجزر يحدد ما إذا كان يمكن القضاء على تأثير الجاذبية عن طريق اختيار إطار مرجعي يسقط بحرية. وبالمثل ، فإن غياب الانحناء أو وجوده يحدد ما إذا كان السطح مكافئًا لمستوى أم لا. في صيف عام 1912 ، وبسبب هذه المقارنات ، بحث أينشتاين عن صيغة هندسية للجاذبية. [11]

يتم تعريف الكائنات الأولية للهندسة - النقاط ، والخطوط ، والمثلثات - تقليديًا في مساحة ثلاثية الأبعاد أو على أسطح ثنائية الأبعاد. في عام 1907 ، قدم هيرمان مينكوفسكي ، أستاذ الرياضيات السابق لأينشتاين في كلية الفنون التطبيقية الفيدرالية السويسرية ، مساحة مينكوفسكي ، وهي صيغة هندسية لنظرية النسبية الخاصة لأينشتاين حيث لم تتضمن الهندسة المكان فحسب ، بل الوقت أيضًا. الكيان الأساسي لهذه الهندسة الجديدة هو الزمكان رباعي الأبعاد. إن مدارات الأجسام المتحركة عبارة عن منحنيات في الزمكان ، وتتوافق مدارات الأجسام التي تتحرك بسرعة ثابتة دون تغيير الاتجاه مع الخطوط المستقيمة. [12]

تم تطوير هندسة الأسطح المنحنية العامة في أوائل القرن التاسع عشر بواسطة كارل فريدريش جاوس. تم تعميم هذه الهندسة بدورها على المساحات عالية الأبعاد في هندسة ريمان التي قدمها برنارد ريمان في خمسينيات القرن التاسع عشر. بمساعدة الهندسة الريمانية ، صاغ أينشتاين وصفًا هندسيًا للجاذبية يتم فيه استبدال الزمكان لمينكوفسكي بزمكان منحني مشوه ، تمامًا كما تُعد الأسطح المنحنية تعميمًا لأسطح مستوية عادية. تضمين المخططات لتوضيح الزمكان المنحني في السياقات التعليمية. [13] [14]

After he had realized the validity of this geometric analogy, it took Einstein a further three years to find the missing cornerstone of his theory: the equations describing how matter influences spacetime's curvature. Having formulated what are now known as Einstein's equations (or, more precisely, his field equations of gravity), he presented his new theory of gravity at several sessions of the Prussian Academy of Sciences in late 1915, culminating in his final presentation on November 25, 1915. [15]

Paraphrasing John Wheeler, Einstein's geometric theory of gravity can be summarized thus: spacetime tells matter how to move matter tells spacetime how to curve. [16] What this means is addressed in the following three sections, which explore the motion of so-called test particles, examine which properties of matter serve as a source for gravity, and, finally, introduce Einstein's equations, which relate these matter properties to the curvature of spacetime.

Probing the gravitational field Edit

In order to map a body's gravitational influence, it is useful to think about what physicists call probe or test particles: particles that are influenced by gravity, but are so small and light that we can neglect their own gravitational effect. In the absence of gravity and other external forces, a test particle moves along a straight line at a constant speed. In the language of spacetime, this is equivalent to saying that such test particles move along straight world lines in spacetime. In the presence of gravity, spacetime is non-Euclidean, or curved, and in curved spacetime straight world lines may not exist. Instead, test particles move along lines called geodesics, which are "as straight as possible", that is, they follow the shortest path between starting and ending points, taking the curvature into consideration.

A simple analogy is the following: In geodesy, the science of measuring Earth's size and shape, a geodesic (from Greek "geo", Earth, and "daiein", to divide) is the shortest route between two points on the Earth's surface. Approximately, such a route is a segment of a great circle, such as a line of longitude or the equator. These paths are certainly not straight, simply because they must follow the curvature of the Earth's surface. But they are as straight as is possible subject to this constraint.

The properties of geodesics differ from those of straight lines. For example, on a plane, parallel lines never meet, but this is not so for geodesics on the surface of the Earth: for example, lines of longitude are parallel at the equator, but intersect at the poles. Analogously, the world lines of test particles in free fall are spacetime geodesics, the straightest possible lines in spacetime. But still there are crucial differences between them and the truly straight lines that can be traced out in the gravity-free spacetime of special relativity. In special relativity, parallel geodesics remain parallel. In a gravitational field with tidal effects, this will not, in general, be the case. If, for example, two bodies are initially at rest relative to each other, but are then dropped in the Earth's gravitational field, they will move towards each other as they fall towards the Earth's center. [17]

Compared with planets and other astronomical bodies, the objects of everyday life (people, cars, houses, even mountains) have little mass. Where such objects are concerned, the laws governing the behavior of test particles are sufficient to describe what happens. Notably, in order to deflect a test particle from its geodesic path, an external force must be applied. A chair someone is sitting on applies an external upwards force preventing the person from falling freely towards the center of the Earth and thus following a geodesic, which they would otherwise be doing without matter in between them and the center of the Earth. In this way, general relativity explains the daily experience of gravity on the surface of the Earth ليس as the downwards pull of a gravitational force, but as the upwards push of external forces. These forces deflect all bodies resting on the Earth's surface from the geodesics they would otherwise follow. [18] For matter objects whose own gravitational influence cannot be neglected, the laws of motion are somewhat more complicated than for test particles, although it remains true that spacetime tells matter how to move. [19]

Sources of gravity Edit

In Newton's description of gravity, the gravitational force is caused by matter. More precisely, it is caused by a specific property of material objects: their mass. In Einstein's theory and related theories of gravitation, curvature at every point in spacetime is also caused by whatever matter is present. Here, too, mass is a key property in determining the gravitational influence of matter. But in a relativistic theory of gravity, mass cannot be the only source of gravity. Relativity links mass with energy, and energy with momentum.

The equivalence between mass and energy, as expressed by the formula ه = مولودية 2 , is the most famous consequence of special relativity. In relativity, mass and energy are two different ways of describing one physical quantity. If a physical system has energy, it also has the corresponding mass, and vice versa. In particular, all properties of a body that are associated with energy, such as its temperature or the binding energy of systems such as nuclei or molecules, contribute to that body's mass, and hence act as sources of gravity. [20]

In special relativity, energy is closely connected to momentum. Just as space and time are, in that theory, different aspects of a more comprehensive entity called spacetime, energy and momentum are merely different aspects of a unified, four-dimensional quantity that physicists call four-momentum. In consequence, if energy is a source of gravity, momentum must be a source as well. The same is true for quantities that are directly related to energy and momentum, namely internal pressure and tension. Taken together, in general relativity it is mass, energy, momentum, pressure and tension that serve as sources of gravity: they are how matter tells spacetime how to curve. In the theory's mathematical formulation, all these quantities are but aspects of a more general physical quantity called the energy–momentum tensor. [21]

Einstein's equations Edit

Einstein's equations are the centerpiece of general relativity. They provide a precise formulation of the relationship between spacetime geometry and the properties of matter, using the language of mathematics. More concretely, they are formulated using the concepts of Riemannian geometry, in which the geometric properties of a space (or a spacetime) are described by a quantity called a metric. The metric encodes the information needed to compute the fundamental geometric notions of distance and angle in a curved space (or spacetime).

A spherical surface like that of the Earth provides a simple example. The location of any point on the surface can be described by two coordinates: the geographic latitude and longitude. Unlike the Cartesian coordinates of the plane, coordinate differences are not the same as distances on the surface, as shown in the diagram on the right: for someone at the equator, moving 30 degrees of longitude westward (magenta line) corresponds to a distance of roughly 3,300 kilometers (2,100 mi), while for someone at a latitude of 55 degrees, moving 30 degrees of longitude westward (blue line) covers a distance of merely 1,900 kilometers (1,200 mi). Coordinates therefore do not provide enough information to describe the geometry of a spherical surface, or indeed the geometry of any more complicated space or spacetime. That information is precisely what is encoded in the metric, which is a function defined at each point of the surface (or space, or spacetime) and relates coordinate differences to differences in distance. All other quantities that are of interest in geometry, such as the length of any given curve, or the angle at which two curves meet, can be computed from this metric function. [22]

The metric function and its rate of change from point to point can be used to define a geometrical quantity called the Riemann curvature tensor, which describes exactly how the Riemannian manifold, the spacetime in the theory of relativity, is curved at each point. As has already been mentioned, the matter content of the spacetime defines another quantity, the energy–momentum tensor T, and the principle that "spacetime tells matter how to move, and matter tells spacetime how to curve" means that these quantities must be related to each other. Einstein formulated this relation by using the Riemann curvature tensor and the metric to define another geometrical quantity G, now called the Einstein tensor, which describes some aspects of the way spacetime is curved. Einstein's equation then states that

i.e., up to a constant multiple, the quantity G (which measures curvature) is equated with the quantity T (which measures matter content). هنا، G is the gravitational constant of Newtonian gravity, and ج is the speed of light from special relativity.

This equation is often referred to in the plural as Einstein's equations, since the quantities G و T are each determined by several functions of the coordinates of spacetime, and the equations equate each of these component functions. [23] A solution of these equations describes a particular geometry of spacetime for example, the Schwarzschild solution describes the geometry around a spherical, non-rotating mass such as a star or a black hole, whereas the Kerr solution describes a rotating black hole. Still other solutions can describe a gravitational wave or, in the case of the Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker solution, an expanding universe. The simplest solution is the uncurved Minkowski spacetime, the spacetime described by special relativity. [24]

No scientific theory is self-evidently true each is a model that must be checked by experiment. Newton's law of gravity was accepted because it accounted for the motion of planets and moons in the Solar System with considerable accuracy. As the precision of experimental measurements gradually improved, some discrepancies with Newton's predictions were observed, and these were accounted for in the general theory of relativity. Similarly, the predictions of general relativity must also be checked with experiment, and Einstein himself devised three tests now known as the classical tests of the theory:

  • Newtonian gravity predicts that the orbit which a single planet traces around a perfectly spherical star should be an ellipse. Einstein's theory predicts a more complicated curve: the planet behaves as if it were travelling around an ellipse, but at the same time, the ellipse as a whole is rotating slowly around the star. In the diagram on the right, the ellipse predicted by Newtonian gravity is shown in red, and part of the orbit predicted by Einstein in blue. For a planet orbiting the Sun, this deviation from Newton's orbits is known as the anomalous perihelion shift. The first measurement of this effect, for the planet Mercury, dates back to 1859. The most accurate results for Mercury and for other planets to date are based on measurements which were undertaken between 1966 and 1990, using radio telescopes. [25] General relativity predicts the correct anomalous perihelion shift for all planets where this can be measured accurately (Mercury, Venus and the Earth).
  • According to general relativity, light does not travel along straight lines when it propagates in a gravitational field. Instead, it is deflected in the presence of massive bodies. In particular, starlight is deflected as it passes near the Sun, leading to apparent shifts of up 1.75 arc seconds in the stars' positions in the sky (an arc second is equal to 1/3600 of a degree). In the framework of Newtonian gravity, a heuristic argument can be made that leads to light deflection by half that amount. The different predictions can be tested by observing stars that are close to the Sun during a solar eclipse. In this way, a British expedition to West Africa in 1919, directed by Arthur Eddington, confirmed that Einstein's prediction was correct, and the Newtonian predictions wrong, via observation of the May 1919 eclipse. Eddington's results were not very accurate subsequent observations of the deflection of the light of distant quasars by the Sun, which utilize highly accurate techniques of radio astronomy, have confirmed Eddington's results with significantly better precision (the first such measurements date from 1967, the most recent comprehensive analysis from 2004). [26] was first measured in a laboratory setting in 1959 by Pound and Rebka. It is also seen in astrophysical measurements, notably for light escaping the white dwarfSirius B. The related gravitational time dilation effect has been measured by transporting atomic clocks to altitudes of between tens and tens of thousands of kilometers (first by Hafele and Keating in 1971 most accurately to date by Gravity Probe A launched in 1976). [27]

Of these tests, only the perihelion advance of Mercury was known prior to Einstein's final publication of general relativity in 1916. The subsequent experimental confirmation of his other predictions, especially the first measurements of the deflection of light by the sun in 1919, catapulted Einstein to international stardom. [28] These three experiments justified adopting general relativity over Newton's theory and, incidentally, over a number of alternatives to general relativity that had been proposed.

Further tests of general relativity include precision measurements of the Shapiro effect or gravitational time delay for light, measured in 2002 by the Cassini space probe. One set of tests focuses on effects predicted by general relativity for the behavior of gyroscopes travelling through space. One of these effects, geodetic precession, has been tested with the Lunar Laser Ranging Experiment (high-precision measurements of the orbit of the Moon). Another, which is related to rotating masses, is called frame-dragging. The geodetic and frame-dragging effects were both tested by the Gravity Probe B satellite experiment launched in 2004, with results confirming relativity to within 0.5% and 15%, respectively, as of December 2008. [29]

By cosmic standards, gravity throughout the solar system is weak. Since the differences between the predictions of Einstein's and Newton's theories are most pronounced when gravity is strong, physicists have long been interested in testing various relativistic effects in a setting with comparatively strong gravitational fields. This has become possible thanks to precision observations of binary pulsars. In such a star system, two highly compact neutron stars orbit each other. At least one of them is a pulsar – an astronomical object that emits a tight beam of radiowaves. These beams strike the Earth at very regular intervals, similarly to the way that the rotating beam of a lighthouse means that an observer sees the lighthouse blink, and can be observed as a highly regular series of pulses. General relativity predicts specific deviations from the regularity of these radio pulses. For instance, at times when the radio waves pass close to the other neutron star, they should be deflected by the star's gravitational field. The observed pulse patterns are impressively close to those predicted by general relativity. [30]

One particular set of observations is related to eminently useful practical applications, namely to satellite navigation systems such as the Global Positioning System that are used for both precise positioning and timekeeping. Such systems rely on two sets of atomic clocks: clocks aboard satellites orbiting the Earth, and reference clocks stationed on the Earth's surface. General relativity predicts that these two sets of clocks should tick at slightly different rates, due to their different motions (an effect already predicted by special relativity) and their different positions within the Earth's gravitational field. In order to ensure the system's accuracy, either the satellite clocks are slowed down by a relativistic factor, or that same factor is made part of the evaluation algorithm. In turn, tests of the system's accuracy (especially the very thorough measurements that are part of the definition of universal coordinated time) are testament to the validity of the relativistic predictions. [31]

A number of other tests have probed the validity of various versions of the equivalence principle strictly speaking, all measurements of gravitational time dilation are tests of the weak version of that principle, not of general relativity itself. So far, general relativity has passed all observational tests. [32]

Models based on general relativity play an important role in astrophysics the success of these models is further testament to the theory's validity.

Gravitational lensing Edit

Since light is deflected in a gravitational field, it is possible for the light of a distant object to reach an observer along two or more paths. For instance, light of a very distant object such as a quasar can pass along one side of a massive galaxy and be deflected slightly so as to reach an observer on Earth, while light passing along the opposite side of that same galaxy is deflected as well, reaching the same observer from a slightly different direction. As a result, that particular observer will see one astronomical object in two different places in the night sky. This kind of focussing is well known when it comes to optical lenses, and hence the corresponding gravitational effect is called gravitational lensing. [33]

Observational astronomy uses lensing effects as an important tool to infer properties of the lensing object. Even in cases where that object is not directly visible, the shape of a lensed image provides information about the mass distribution responsible for the light deflection. In particular, gravitational lensing provides one way to measure the distribution of dark matter, which does not give off light and can be observed only by its gravitational effects. One particularly interesting application are large-scale observations, where the lensing masses are spread out over a significant fraction of the observable universe, and can be used to obtain information about the large-scale properties and evolution of our cosmos. [34]

Gravitational waves Edit

Gravitational waves, a direct consequence of Einstein's theory, are distortions of geometry that propagate at the speed of light, and can be thought of as ripples in spacetime. They should not be confused with the gravity waves of fluid dynamics, which are a different concept.

In February 2016, the Advanced LIGO team announced that they had directly observed gravitational waves from a black hole merger. [35]

Indirectly, the effect of gravitational waves had been detected in observations of specific binary stars. Such pairs of stars orbit each other and, as they do so, gradually lose energy by emitting gravitational waves. For ordinary stars like the Sun, this energy loss would be too small to be detectable, but this energy loss was observed in 1974 in a binary pulsar called PSR1913+16. In such a system, one of the orbiting stars is a pulsar. This has two consequences: a pulsar is an extremely dense object known as a neutron star, for which gravitational wave emission is much stronger than for ordinary stars. Also, a pulsar emits a narrow beam of electromagnetic radiation from its magnetic poles. As the pulsar rotates, its beam sweeps over the Earth, where it is seen as a regular series of radio pulses, just as a ship at sea observes regular flashes of light from the rotating light in a lighthouse. This regular pattern of radio pulses functions as a highly accurate "clock". It can be used to time the double star's orbital period, and it reacts sensitively to distortions of spacetime in its immediate neighborhood.

The discoverers of PSR1913+16, Russell Hulse and Joseph Taylor, were awarded the Nobel Prize in Physics in 1993. Since then, several other binary pulsars have been found. The most useful are those in which both stars are pulsars, since they provide accurate tests of general relativity. [36]

Currently, a number of land-based gravitational wave detectors are in operation, and a mission to launch a space-based detector, LISA, is currently under development, with a precursor mission (LISA Pathfinder) which was launched in 2015. Gravitational wave observations can be used to obtain information about compact objects such as neutron stars and black holes, and also to probe the state of the early universe fractions of a second after the Big Bang. [37]

Black holes Edit

When mass is concentrated into a sufficiently compact region of space, general relativity predicts the formation of a black hole – a region of space with a gravitational effect so strong that not even light can escape. Certain types of black holes are thought to be the final state in the evolution of massive stars. On the other hand, supermassive black holes with the mass of millions or billions of Suns are assumed to reside in the cores of most galaxies, and they play a key role in current models of how galaxies have formed over the past billions of years. [38]

Matter falling onto a compact object is one of the most efficient mechanisms for releasing energy in the form of radiation, and matter falling onto black holes is thought to be responsible for some of the brightest astronomical phenomena imaginable. Notable examples of great interest to astronomers are quasars and other types of active galactic nuclei. Under the right conditions, falling matter accumulating around a black hole can lead to the formation of jets, in which focused beams of matter are flung away into space at speeds near that of light. [39]

There are several properties that make black holes the most promising sources of gravitational waves. One reason is that black holes are the most compact objects that can orbit each other as part of a binary system as a result, the gravitational waves emitted by such a system are especially strong. Another reason follows from what are called black-hole uniqueness theorems: over time, black holes retain only a minimal set of distinguishing features (these theorems have become known as "no-hair" theorems), regardless of the starting geometric shape. For instance, in the long term, the collapse of a hypothetical matter cube will not result in a cube-shaped black hole. Instead, the resulting black hole will be indistinguishable from a black hole formed by the collapse of a spherical mass. In its transition to a spherical shape, the black hole formed by the collapse of a more complicated shape will emit gravitational waves. [40]

Cosmology Edit

One of the most important aspects of general relativity is that it can be applied to the universe as a whole. A key point is that, on large scales, our universe appears to be constructed along very simple lines: all current observations suggest that, on average, the structure of the cosmos should be approximately the same, regardless of an observer's location or direction of observation: the universe is approximately homogeneous and isotropic. Such comparatively simple universes can be described by simple solutions of Einstein's equations. The current cosmological models of the universe are obtained by combining these simple solutions to general relativity with theories describing the properties of the universe's matter content, namely thermodynamics, nuclear- and particle physics. According to these models, our present universe emerged from an extremely dense high-temperature state – the Big Bang – roughly 14 billion years ago and has been expanding ever since. [41]

Einstein's equations can be generalized by adding a term called the cosmological constant. When this term is present, empty space itself acts as a source of attractive (or, less commonly, repulsive) gravity. Einstein originally introduced this term in his pioneering 1917 paper on cosmology, with a very specific motivation: contemporary cosmological thought held the universe to be static, and the additional term was required for constructing static model universes within the framework of general relativity. When it became apparent that the universe is not static, but expanding, Einstein was quick to discard this additional term. Since the end of the 1990s, however, astronomical evidence indicating an accelerating expansion consistent with a cosmological constant – or, equivalently, with a particular and ubiquitous kind of dark energy – has steadily been accumulating. [42]

General relativity is very successful in providing a framework for accurate models which describe an impressive array of physical phenomena. On the other hand, there are many interesting open questions, and in particular, the theory as a whole is almost certainly incomplete. [43]

In contrast to all other modern theories of fundamental interactions, general relativity is a classical theory: it does not include the effects of quantum physics. The quest for a quantum version of general relativity addresses one of the most fundamental open questions in physics. While there are promising candidates for such a theory of quantum gravity, notably string theory and loop quantum gravity, there is at present no consistent and complete theory. It has long been hoped that a theory of quantum gravity would also eliminate another problematic feature of general relativity: the presence of spacetime singularities. These singularities are boundaries ("sharp edges") of spacetime at which geometry becomes ill-defined, with the consequence that general relativity itself loses its predictive power. Furthermore, there are so-called singularity theorems which predict that such singularities يجب exist within the universe if the laws of general relativity were to hold without any quantum modifications. The best-known examples are the singularities associated with the model universes that describe black holes and the beginning of the universe. [44]

Other attempts to modify general relativity have been made in the context of cosmology. In the modern cosmological models, most energy in the universe is in forms that have never been detected directly, namely dark energy and dark matter. There have been several controversial proposals to remove the need for these enigmatic forms of matter and energy, by modifying the laws governing gravity and the dynamics of cosmic expansion, for example modified Newtonian dynamics. [45]

Beyond the challenges of quantum effects and cosmology, research on general relativity is rich with possibilities for further exploration: mathematical relativists explore the nature of singularities and the fundamental properties of Einstein's equations, [46] and ever more comprehensive computer simulations of specific spacetimes (such as those describing merging black holes) are run. [47] More than one hundred years after the theory was first published, research is more active than ever. [48]


Perfect scale

The “gravitational lens” works like a weighing scale, with the light deflection of the background star being analogous to the movement of the needle on the scale. That’s because gravitational strength depends on mass – the bigger the mass, the bigger the effect of gravitational lensing. Consequently, after spending a further year and a half on careful analysis of the acquired data, we were able to directly obtain the mass of Stein 2051 B from the measured deflection of the background star. Stein 2051 B turned out to be 68% the mass of the sun.

While Eddington measured an already incredibly small angle of 1.7 arcseconds – roughly corresponding to the diameter of a human hair seen from 10 metres distance – the measured shift of the background star aligned with Stein 2051 B was 1,000 times smaller, up to 0.002 arcseconds. This reflects the fact that the space curvature is quite small.

In fact, the bending of light in curved space is quite similar to a ball rolling along the surface of Earth. While the Earth’s surface looks flat to us at first sight as we stand on it, the rolling ball follows its small curvature rather than moving strictly in a straight line. After rolling just about 6cm, its direction will have changed by 0.002 arcseconds.

Despite the huge success of Eddington’s observations of light bending by the sun, Einstein was sceptical about the prospects for observing this for other stars. In 1936, he concluded: “Of course, there is no hope of observing this phenomenon directly.” What he could not have predicted were the technological advances of the decades to come, such as the advent of fast computing engines and digital cameras.

The gravity of a luminous red galaxy has gravitationally distorted the light from a much more distant blue galaxy. NASA/ESA

The bending of light by stars is known as “gravitational microlensing”. Unlike the arc-like shapes of galaxies resulting from gravitational lensing (see image above), this weak phenomenon does not lead to observable image distortions. Crucially, it depends on a close alignment between background and foreground stars, which is quite rare. In principle, a foreground star creates two images of the background star, differing in luminosity. Their combined light can then lead to an apparent brightening of the background star as the intervening foreground star passes near the line of sight.

This effect, known as “photometric microlensing”, has been observed lots of times before. However, the measured positional shift of the star passing by Stein 2051 B marks the first ever observation of “astrometric microlensing”.

This latter effect holds the potential to shed new light on how stars evolve by surveying stellar remnants (white dwarfs, neutron stars and black holes) in our neighbourhood – along with brown dwarfs (“failed” stars not massive enough to sustain the nuclear fusion of hydrogen). These otherwise escape detection due to being faint or invisible, but gravitational lensing relies solely on their mass rather than their light.

By the end of its mission in 2019, ESA’s Gaia satellite will have found astrometric microlensing signatures that will provide reliable mass measurements for more than a thousand bodies, turning astrometric microlensing from a most curious effect into a useful astrophysical tool.

This article was originally published on The Conversation. اقرأ المقال الأصلي.


Could something missing in the universe be revealed by ripples in spacetime?

For all its planets and stars and black holes and mind-blowing phenomena, the universe seems to be missing something, but that something might just be hiding.

Every strange and fascinating thing out there is supposed to belong in the universe. So what has gone unseen? New research suggests that gravitational waves could help figure out more about the mysterious dark energy thought to be lurking in the void. It is possible that gravitational waves—ripples in spacetime—could illuminate dark energy. These ripples encounter supermassive black holes or enormous galaxies as they traverse space.

More Astronomy

Because it has been proven that gravitational waves (which are possibly everywhere in galaxy IC 10, above) are are bent when they pass through or near these objects, dark energy might also have an effect on them.

“Gravitational waves can be used probe the nature of dark energy,” Jose Maria Ezquiaga, who coauthored a paper recently published in Physical Review Letters, told SYFY WIRE. “If the dark energy is in its essence a modification of gravity, this will affect the way in which the gravitational waves propagate. This is in some sense similar to the use of light to probe the nature of some material. In other words, gravitational waves can be used as probes of the components of the universe.

Dark energy is allegedly behind the universe’s expansion, but the problem is that its origin remains unknown. There are scientists who do not even think it exists. If it really is dark energy that is causing the accelerated expansion of the universe, gravitational waves, which emerge from black holes and neutron stars colliding, may tell us something as they trek through the darkness. If, as Ezquiaga said, dark energy is a strange way that gravity can be modified, it should affect gravitational waves.

The galaxies and black holes that ripples in spacetime run into have a tremendous amount of gravity. That level of gravity will bend the trajectory of a gravitational wave. When enormous globs of mass distort surrounding space, as described in Einstein’s general theory of relativity, they create a gravitational field that magnifies light behind them and makes them more observable. This is gravitational lensing. It is often taken advantage of by telescopes like Hubble to study faraway galaxies that are otherwise beyond what our technology can see. However, light is not the only thing that gravitational lensing can bend.

“If gravity is modified, then these modifications are a good place to look,” Ezquiaga said. “If a gravitational wave crosses these mediums, it can generate waves associated with the additional components of gravity. In many theories these are scalar waves, which differ from the gravitational waves in their polarization properties.”

When gravitational waves venture close to an object massive enough to be capable of lensing, they are supposed to either release an “echo” or get scrambled. This is where scalar waves come in. Scalar waves, which may or may not exist in the realm of physics depending on who you ask, are electromagnetic waves believed to run lengthwise. When gravitational waves come close to an object with intense gravity, the difference in speed between them and the scalar waves that are generated is what determines whether the gravitational waves echo or end up emitting a scrambled signal.

If there is enough difference in speed between the two types of waves, it will cause the gravitational wave to split in two, sending out an echo. This can also occur if scalar waves are generated in an expanse of space that is large enough. If there is not enough difference in speed and the delay is shorter than the time it takes for the gravitational wave to pass by a massive object, things get scrambled. Searching for these echoes in gravitational wave data might tell us what it is encountering, and whether it does come face to face with dark energy.

Ezquiaga believes that how we look for dark energy in the future depends on what evidence we find of gravity being modified.

“If some of these modifications are found, then the properties of the signal can serve to constrain the possible modifications of gravity,” he said. “For example, information about the time delay between the echoes or the polarization content of the signal will be very important. If no such modification is found, we can discard some theories. These constraints will become stronger as more gravitational waves are detected.”

Even though neither we nor our most powerful telescopes can see it, dark energy may not stay in the dark forever.


Glossary

black holes: objects having such large gravitational fields that things can fall in, but nothing, not even light, can escape

general relativity: Einstein’s theory that describes all types of relative motion including accelerated motion and the effects of gravity

gravitational waves: mass-created distortions in space that propagate at the speed of light and that are predicted by general relativity

escape velocity: takeoff velocity when kinetic energy just cancels gravitational potential energy

event horizon: the distance from the object at which the escape velocity is exactly the speed of light

neutron stars: literally a star composed of neutrons

Schwarzschild radius: the radius of the event horizon

thought experiment: mental analysis of certain carefully and clearly defined situations to develop an idea

quasars: the moderately distant galaxies that emit as much or more energy than a normal galaxy

Quantum gravity: the theory that deals with particle exchange of gravitons as the mechanism for the force


شاهد الفيديو: WATERMARKING - MS-WORD PART 8 (أغسطس 2022).