Potwierdzić relatywistykę

[Radek P]

Dzisiaj mija 90 lat od przełomowych obserwacji zaćmienia Słońca wykonanych

przez sir. A. Eddingtona. Potwierdziły one słuszność teorii relatywistycznej. Historia

tych i wcześniejszych prób wykonania podobnych obserwacji ma wiele

zaskakujących momentów.

 

W roku 1915 Albert Einstein sformułował Ogólną Teorię Względności (OTW).

Zanim została powszechnie przyjęta jako opisująca otaczający nas świat, musiała

zostać zweryfikowana eksperymentalnie. Przez dłuższy czas znane były trzy możliwe

testy tej teorii: ruch peryhelium Merkurego, przesunięcie słonecznych linii

widmowych w porównaniu do laboratoryjnych odpowiedników oraz ugięcie

promieni świetlnych w pobliżu dużej masy. Zmiany położenia peryhelium Merkurego

było obserwowane już wcześniej. Teoria Einsteina nie tylko tłumaczyła ten fakt, ale

także prawidłowo przewidywała tempo tych zmian. Zbadanie przesunięcia linii

widmowych było większym wyzwaniem i tuż po ogłoszeniu OTW wyniki pomiarów

nie dawały jednoznacznych odpowiedzi.

 

Wpływ ciężkiej masy miał tylko nieznacznie zmieniać obserwowane położenie

bardziej odległych źródeł światła. Powodowało to duże problemy obserwacyjne. Za

najlepsze źródło pola grawitacyjnego do tego eksperymentu uważano Słońce. Pomysł

wydawał się prosty - w czasie całkowitego zaćmienia Słońca trzeba obserwować

gwiazdy położone na niebie w jego pobliżu. Powinny wydawać się one bardziej

odległe (w sensie odległości na niebie), od tarczy zasłonietej przez Księżyc, niż są

gdy Słońce jest daleko.

 

By umożliwić takie obserwacje, zaćmienie całkowite powinno trwać

odpowiednio długo, by można było wykonać pomiary oraz mieć miejsce wysoko nad

horyzontem, by wpływ atmosfery na obserwowane położenia gwiazd był minimalny.

Co ważne, jasnych gwiazd w tej części nieba powinno być dużo. Warunki bardziej

przyziemne to oczywiście dobra pogoda i w miarę dostępne miejsce obserwacji, tzn.

na lądzie. Pas zaćmienia całkowitego jest wąski, a przecież większość powierzchni

Ziemi zajmują oceany. Spełnienie wszystkich tych warunków nie jest proste.

 

Pokazanie, że teoria Einsteina jest słuszna, wymagało porównania wyników

obserwacji z przewidywaniami tej teorii oraz obowiązującej wówczas teorii

grawitacji Newtona. W roku 1804 Johann Georg Soldner założył, że światło składa

się cząstek posiadających masę. Na cząstki te, tak samo jak i na wszystkie inne,

powinna działać siła grawitacji. Przy przejściu takiej cząstki w pobliżu Słońca jej tor

powinien ulegać zakrzywieniu o 0,84 sekundy łuku (ok. 1/2300 wielkości tarczy

Księżyca). Praca Soldnera pozostała jednak niezauważona przez ponad 100 lat.

 

Pierwsze wyprawy

 

W roku 1911 Einstein opublikował artykuł, w którym rozważał wpływ pola

grawitacyjnego na zakrzywienie promieni świetlnych. Wyliczył, korzystając z trochę

innych wartości stałych fizycznych niż Soldner, przesunięcie równe 0,83 sekundy

łuku. OTW nie była wtedy jeszcze w pełni opracowana. W roku 1915 teoria była

gotowa i wyliczone na jej podstawie przesunięcie było dwukrotnie większe. Einstein

- nieświadomy wyniku Soldnera - najpierw wysłał swojego współpracownika Erwina

Freundlicha na zaćmienie w dniu 10 października 1912 r. Pas całkowitego zaćmienia

przechodził przez Brazylię i Kolumbię, ale samo zaćmienie było dość krótkie. Plany

pokrzyżowała pochmurna pogoda. Choć trudno tu mówić o pechu, gdy porówna się

rezultaty z następną wyprawą tego samego badacza...

 

Kolejnym krokiem Einsteina było skontaktowanie się z George'em Ellerym

Hale'em - założycielem obserwatorium na Mount Wilson w Kalifornii. Chciał, by

podjęto próbę obserwacji gwiazd w pobliżu tarczy słonecznej w dzień. Mount Wilson

posiadało wówczas największy teleskop na świecie o średnicy 60 cali. Dzisiaj

profesjonalni astronomowie zaliczyliby ten teleskop do średnich lub małych i chyba

nie ma się co dziwić, że jest udostępniany publiczności (za jedyne 1600 dolarów

można całą noc własnoocznie obserwować nim niebo). W tym samym obserwatorium

powstawał już kolejny gigant, tym razem stucalowy, ale obserwacje nie zostały

przeprowadzone.

List Einsteina

 

Freundlich wyruszył na Krym, by 21 sierpnia 1914 podjąć drugą próbę. Pewnie

cieszył się, że czeka go wyprawa w niezbyt odległe miejsce. Jednak gdy ekspedycja

była już na terenie Rosji, wybuchła I wojna światowa. Jeszcze przed zaćmieniem

astronomowie zostali aresztowani, a sprzęt skonfiskowany. Pas zaćmienia

przechodził poza wschodnią i północną Europą także przez Grenlandię i mimo mniej

sprzyjających warunków astronomicznych to tam były większe szanse na udane

obserwacje.

 

Kolejną dobrą okazją wydawało się zaćmienie 8 czerwca 1918 roku. Pas

całkowitego zaćmienia przecinał USA od stanu Washington na zachodnim wybrzeżu

do Florydy na wschodnim. Po raz pierwszy obserwacje chcieli prowadzić

astronomowie brytyjscy, ale wojna pokrzyżowała im plany. Obserwatorium Yerkes w

stanie Wisconsin także się przygotowało, ale pochmurna pogoda znowu nie pozwoliła

na obserwacje. Także Obserwatorium im. Jamesa Licka wysłało ekspedycję.

Przewodniczyli jej William Campbell i Heber Doust Curtis. Wstępne wyniki zostały

zaprezentowane przez Curtisa na spotkaniu Królewskiego Towarzystwa

Astronomicznego 11 lipca 1919 r. i nie dawały jednoznacznych konkluzji, choć

minimalnie przemawiały przeciw OTW. Pełna analiza nie została opublikowana -

Campbell obawiał się o reputację instytutu. Spór trwał do lipca 1920 r., gdy Curtis

został dyrektorem Obserwatorium Alleghany i odszedł z Obserwatorium Licka.

 

Ta najważniejsza

 

Przygotowania do obserwacji trwały już w Wielkiej Brytanii. W marcu 1917 r.

sir Frank Watson Dyson podejmuje decyzję, by obserwować zaćmienie w dniu 29

maja 1919 roku. Powierza przygotowanie ekspedycji Arthurowi Stanleyowi

Eddingtonowi. Ten ostatni był kwakrem i z tego powodu uchylał się od służby

wojskowej. Groził za to pobyt w obozie pracy, na co skazany został inny astronom -

Cunningham. W lipcu 1918 r. Dyson proponuje rządowi brytyjskiemu uznanie

ekspedycji za zastępczą służbę wojskową Eddingtona. Dyson apelował do dumy

narodowej i przedstawiał Eddingtona jako czołowego badacza w dziedzinie, w której

w powszechnej opinii niemieccy (!) uczeni wiodą prym. Prawdą jest, że wśród

brytyjskich uczonych Eddington najlepiej rozumiał teorię relatywistyczną i pod tym

względem był uważany za drugiego po Einsteinie. Apele Dysona okazały się

skuteczne - uznano, że wyprawa zostanie uznana za zastępczą służbę Eddingtona,

jeśli wojna skończy się do tego czasu.

 

Pas całkowitego zaćmienia w dniu 29 maja 1919 roku przechodził przez

Amerykę Południową i Afrykę. Wybrano dwa miejsca do obserwacji: Sobral w

Brazylii i wyspę Principe przy zachodnim wybrzeżu Afryki. Do Sobral udali się

Crommelin i Davidson z 13-calowym astrografem i jako zapasowym 4 calowym

teleskopem. Do Afryki udał się Eddington z Cottinghamem. Mieli ze sobą również

13-calowy astrograf. W południowej Francji obie ekipy się rozdzieliły. Każda dotarła

na swoje miejsce na 6 tygodni przed zaćmieniem. Obu pomagała miejscowa ludność.

 

Wszelkie obserwacje astronomiczne wymagają przemiszczania teleskopu za ruchem

sfery niebieskiem. Astronomowie chcą obserwować stale te same gwiazdy i dlatego

potrzebny jest odpowiedni mechanizm. Obecnie znakomita większość teleskopów

jest w całości montowana do stabilnego słupa, a położenie teleskopu zmienia się

względem ziemi, ale nie względem gwiazd. Mechanizmy, które to kontrolują

poruszają całym teleskopem. Ekspedycje, które wyruszyły na zaćmienie Słońca 90 lat

temu skorzystały z obecnie mało popularnego rozwiązania - ceolostatu. Jest to układ

dwóch luster, które poruszają się wraz ze sferą niebieską. Pozostałe elementy

teleskopu, w tym najcięższy, czyli zwierciadło główne, pozostają nieruchome. Do

teleskopów 13-calowych użyto ceolostatów o średnicach luster 16 cali, ale okazało

się, że wprowadzają one dodatkowe wady optyczne i trzebabyło założyć diafragmy,

które zmniejszyły efektywne średnice teleskopów do 8 cali. Astronomowie statrają

się mieć instrumenty obserwacyjne zbierające możliwie dużo światła, czyli z

obiektywami o możliwie dużej średnicy. Jak widać nie zawsze udaje się to osiągnąć.

 

Rankiem w dniu zaćmienia w obu miejscach było pochmurno. W Sobral przejaśniło

się dopiero przed fazą całkowitą zaćmienia. Zrobiono łącznie 26 ekspozycji, które

wywołane zostały następnego dnia. Principe było mniej szczęśliwe. Przejaśniło się

dopiero pod koniec fazy całkowitej. Z 16 wykonanych zdjęć tylko dwa nadawały się

do jakiejkolwiek analizy.

 

W czasie zaćmienia Słońce znajdowało na tle Hiad - gromady otwartej w

gwiazdozbiorze Byka, dzięki czemu na naświetlonych kliszach było dużo gwiazd.

Trzeba było jeszcze zrobić zdjęcia tego samego obszaru nieba, gdy Słońce jest pod

horyzontem, a obserwowany obszar na takiej samej wysokość, jak w czasie

zaćmienia. Musi minąć kilka tygodni, by Słońce na swojej rocznej drodze po

ekliptyce przesunęło się wystarczająco daleko. Badacze zostają więc w Sobral i do

Wielkiej Brytanii wracają dopiero pod koniec sierpnia. Miejsce, z którego Eddington

z Cottinghamem prowadzili obserwacje, znowu okazuje się mniej szczęśliwe. Z

powodu zagrożenia strajkiem parowców astronomowie wracają wcześniej i zdjęcia

referencyjne wykonują w Greenwich.

 

22 października 1919 Eddington przedstawił wyniki analizy na posiedzeniu

nieformalnego klubu zrzeszającego fizyków i astronomów. Znowu użyto nowszych

wyznaczeń stałych fizycznych i tym razem oczekiwano, że w teorii Einsteina

przesunięcie wyniesie 1,74, a Newtona - 0,87 sekundy łuku. Rozważano także

możliwość, że nie będzie żadnego przesunięcia. Ostateczne wyniki to 1,61+/-0,30 z

astrofotografu w Principe i 1,98+/-0,12 sekundy łuku z zapasowego teleskopu w

Sobral. Odrzucone dane z astrofotgrafu w Sorbal wskazywały według różnych analiz

na 0,93 lub 1,52. Wydawało się, że wyniki przemawiają na rzecz OTW. Dyskusja

była bardzo ożywiona i skończyła się po wielu godzinach. Tak czy inaczej Dyson i

Eddington postanowili oficjalnie zaprezentować wyniki na połączonym spotkaniu

Towarzystwa Królewskiego i Królewskiego Towarzystwa Astronomicznego.

 

W dniu 6 listopada 1919 r. miało miejsce spotkaniu obu towarzystw, które nazwano

"przełomem w nauce". Eddington zaprezentował wyniki i ciężko na sali było znaleźć

wątpiących w prawdziwość jego wywodów. Zapewne część słuchaczy, którzy byli

obecni także na spotkaniu w dniu 22 października, wtedy rozwiała swe wątpliwości.

 

"Illustrated London News" z dnia 22 listopada 1919 roku:

 

Całe wydarzenie było bardzo ważne dla Einsteina. Nie tylko potwierdzono jego

teorię, ale także zwrócono na niego uwagę mediów - dzisiaj moglibysmy powiedzieć,

że stał się celebrytą. Do listopada 1919 r. w "The New York Times" nie pojawiła się o

nim żadna wzmianka, a potem pisano o nim każdego roku aż do śmierci w 1955 roku.

Inny wielki fizyk, Rutherford, miał powiedzieć do Eddingtona: "To Ty uczyniłeś

Einsteina sławnym".

 

Dziwne tłumaczenia

 

Gdy tylko ogłoszono wyniki analizy obserwacji, od razu znaleźli się nieufni

astronomowie. Kilka spośród zastrzeżeń i innych teorii tłumaczących wyniki

obserwacji przedstawiam poniżej.

 

Do analizy danych z Principe użyto zdjęć wykonanych w Greenwich.

Refrakcja, trochę inna orientacja płyty fotograficznej i inne mniej ważne czynniki

mogły zmieniać rezultaty. Podobne trudności występowały także przy próbie

zaobserwowania paralaksy rocznej (przesunięcia bliższych gwiazd na tle dalszych

wynikającego z ruchu Ziemi po orbicie wokół Słońca), a tę po raz pierwszy

zmierzono 80 lat wcześniej, więc potrafiono sobie już z tym radzić. Dodatkowo

warunki obserwacyjne panujące w Greenwich były lepsze od tych na Principe.

 

Mimo że minęło już ponad 30 lat od wykonania przez Michelsona i Morleya ich

słynnego eksperymentu z pomiarem prędkości światła, którego wyniki wykluczały

istnienie eteru, nadal hipotezy mówiące o istnieniu jakiegoś absolutnego układu

odniesienia i związanego z nim eteru były popularne. O. Lodge próbował tłumaczyć

obserwowane zmiany położenia gwiazd większą gęstością eteru w pobliżu Słońca.

Jednak duża gęstość eteru powinna powodować, że gwiazdy stają się słabsze, a tego

nie obserwowano.

 

Jonckheere chciał tłumaczyć wyniki obserwacji wpływem zewnętrznych

warstw Słońca, które miały zmieniać obserwowane położenia gwiazd. Jeśliby tak w

istocie było, to obserwowane położenia komet przechodzących w pobliżu Słońca

powinny być inne niż te wyznaczone na podstawie efemeryd. Takiego efektu nie

zanotowano.

 

Anderson z kolei sugerował, że zmiana temperatury w czasie zaćmienia

zmienia własności optyczne atmosfery i to powoduje obserwowane przesunięcia.

Jednak owe zmiany temperatury musiały być dużo większe niż rzeczywiście

rejestrowane. Dodatkowo wartość przesunięcia powinna zmieniać się w trakcie

zaćmienia, a tego również nie zauważono.

 

W swojej analizie Eddington pominął wyniki z teleskopu głównego

instrumentu w Sorbal. Powodem było to, że układ optyczny za bardzo rozgrzał się w

czasie zaćmienia i zdjęcia wyszły nieostre. Krytycy od razu podważali takie

podejście lub twierdzili, że również ekspozycje z bardzo podobnego teleskopu w

Principe powinny zostać odrzucone. Te ostatnie był jednak dobrej jakości i nadawały

się do analizy.

 

Bardzo ważnym argumentem przemawiającym za tym, że Eddington ze

współpracownikami zaobserwowali przesunięcie gwiazd, było wymagane przez

Towarzystwo Królewskie udostępnienie wszystkich materiałów innym badaczom.

Każdy mógł powtórzyć wszystkie rachunki Eddingtona. Przez dłuższy czas nie

ukazała się żadna publikacja, w której podważano by uzyskane przez niego wynikom.

 

Podważano także bezstronność Eddingtona - wytykano mu, że był pewny

wyniku jeszcze na długo przed obserwacjami i starał się naciągnąć wyniki.

 

9 maja 1929 r. miało miejsce całkowite zaćmienie. Od ogłoszenia wyników

obserwacji potwierdzających teorię relatywistyczną minęło prawie 10 lat. Wcześniej

skończyła się I wojna światowa, potem wojna polsko-bolszewicka, utworzono ZSRR,

wojny niepodległościowe i domowe miały miejsce w Iralndi, Turcji, Włoszech i

Chinach. Zbliżał się "czarny czwartek", a wspomniany wcześniej Freundlich podjął

trzecią próbę obserwacji przesunięcia gwiazd w czasie całkowitego zaćmienia

Słońca. Obserwacje prowadził z Sumatry. Analiza pokazała przesunięcie równe

2,24+/-0,10 sekundy łuku, czyli znacznie więcej niż przewidywane na podstawie

teorii Newtona, ale także niezgodne z teorią Einsteina. Freundlich wraz ze

współpracownikami później opublikowali także powtórną analizę obserwacji

Eddingtona i wyliczyli przesunięcie 2,2 sekundy łuku, ale w ten wynik nikt nie

uwierzył.

 

Do tej pory historycy nauki spierają się o poprawność analizy wykonanej przez

Eddingtona. Dziś znamy o wiele więcej testów poprawności OTW, które utwierdzają

nas w przekonaniu, że jest to słuszna teoria.

 

I na koniec jeszcze prośba dla wytrwałych. Jeśli próbowaliście kiedyś powtórzyć obserwacje Eddingtona, to napiszcie. Z wielką chęcią dowiem się, czy komuś się udało.

 

Pogodnego nieba,

 

Radek

[panasmaras]

Rewelacyjna lektura!

Dzięki

[m_jq2ak]

Pamiętam jak na jednym z wykładów fakultatywnych. Profesor opowiadał o doświadczeniach potwierdzających OTW.

O zmianie długości peryhelium Merkurego zdaje się, że robi taką rozetkę w poruszaniu się po orbicie i przesuwa się w niej 43".

Niesamowicie było słuchać o astronomii i o teoriach Einstaina.

Radku, ten post sprawił, jabym wrócił na wykład

[Radek P]

Peryhelium orbity Merkurego przesuwa się w tempie 43'' na stulecie.

 

Pomyślałem, że ambitnym zadaniem dla astronoma-amatora byłoby wykrycie tego efektu. Ciężko mi określić ile lat obserwacji potrzeba.

[Radek P]

Odświeżam temat. Czy ktoś próbował powtórzyć obserwacje Eddingtona w czasie tegorocznego zaćmienia?

[sumas]

to i ja pozwolę sobie odświeżyć temat, bo właśnie na HBO zakończyła się premiera filmu "Einstein i Eddington", którego głównym motywem było to słynne doświadczenie, a ogląda się go równie przyjemnie, jak czytało ten znakomity wątek Radka

gorąco polecam