Západočeská pobočka

Měření Einsteinova ohybu světla

Zadání:

Zjistit velikost ohybu světla jako důsledku působení hmoty Slunce.

Úvod do problematiky:

Dle Einsteinovy teorie relativity je libovolným gravitačním polem ovlivňována i dráha fotonů. Tato idea však není zcela původní, například již J. Soldner v roce 1801 vypočítal tento vliv na základě korpuskulární teorie světla. Nicméně, v Einsteinově teorii relativity vyjde úhlová odchylka dráhy fotonů dvakrát větší - protože je rovněž zakřiven i sám prostor, kterým se paprsek pohybuje. Konkrétně je ohyb světla vyjádřen vztahem:

a = 2kM / c2r ,


kde k je gravitační konstanta, M je hmotnost působícího tělesa, c rychlost světla a r je kolmá vzdálenost paprsku od středu gravitujícího tělesa.

Jak je z uvedeného vztahu patrné, při pozorování ze Země je nejvýhodnější pozorovat ohyb světla u Slunce pokud možno co nejblíže jeho okraji. To je možné jedině v případě, kdy hvězdy nejsou přezářeny rozptýleným slunečním světlem v atmosféře, tedy právě při úplném zatmění Slunce.

Cíl experimentu:

V ohnisku dostatečně mohutného dalekohledu pořídit fotografii hvězdného pole v okolí Slunce v čase úplného zatmění a téže hvězdné oblasti stejným přístrojem v  noci. Z porovnání pozic hvězdy určit jejich posun způsobený Einsteinovým ohybem světla. Provedení experimentu si neklade za cíl rozboření nebo potvrzení teorie relativity, avšak naše měření může přispět jako další příspěvek do série již provedených pozorování, která zatím nejsou dostatečně široká, aby je bylo možno považovat za reprezentativní. Podaří-li se navíc změřit posuv i u hvězd v blízkosti slunečního limbu, bude toto měření dokonce unikátní. Oproti předchůdcům máme výhodu v rozvoji výpočetní techniky, kterou můžeme velmi účinně využít zejména při zpracování výsledků měření.

Materiální zabezpečení experimentu:

Finanční náročnost tohoto experimentu nemusí být natolik vysoká, jak se na první pohled zdá. Pokud se podaří zajistit přístrojové vybavení z vlastních zdrojů nebo bude-li nám zapůjčeno, pak největší náklady budou spojeny s dopravou. Co se týká zpracování měření nebude nutné potřebné zařízení nakupovat, ale pouze po dohodě využít. Jediným problémem je provedení srovnávacího měření, kvůli kterému bude muset být podniknuta další cesta na místo pozorování.

Metodika experimentu:

Pozorování je navrženo dvěmi dalekohledy (podaří-li se je zajistit). Jedním by bylo prováděno klasické fotografování v duchu měření expedice z roku 1973. Druhý dalekohled by byl využit k pozorování s využitím CCD kamery v blízkém okolí jasnější hvězdy u slunečního okraje. Oba dalekohledy by měly být vybaveny filtry a zařízením na okamžité měření škálového faktoru - nejspíše laserovým interferometrem. Dalekohledy by měly mít průměr objektivu minimálně 150 mm a ohniskovou vzdálenost přes 3000 mm. Musí být vybaveny kvalitní paralaktickou montáží s přesným hodinovým strojem.

Pro zpracování měření existují standardní algoritmy na korekci o refrakci a aberaci, které mají dostatečnou přesnost. Analýzu fotografických desek bude výhodné provést za pomoci scanneru (svitkový scanner má rozlišovací schopnost několika stotisícin milimetru). Na určení polohy středu hvězdy na desce jsou též vyvinuty standardní metody. Využitím moderních postupů bude možno dosáhnout mnohem lepšího rozlišení než je standardně uváděná maximální rozlišovací schopnost použitých dalekohledů.

Hvězdné pole v okolí Slunce při zatmění neobsahuje příliš mnoho jasných hvězd, avšak na druhou stranu situace není nijak katastrofální.
Zodpovídá: Michael Prouza

Autor článku: Michael Prouza
Aktualizace: 9. 10. 2007

© 2006-2019 Západočeská pobočka České astronomické společnosti