Александр Петров - Гравитация От хрустальных сфер до кротовых нор Страница 24

Возможно, Эйнштейн и не получил бы премию, если бы не другой шведский физик — Карл Вильгельм Озеен (1879–1944). Он сам был специалистом в очень узкой области, но как профессор одного из университетов Швеции мог принять участие в номинации кандидатов. Озеен собирался номинировать на премию Нильса Бора (1885- 1962), но тот также был теоретиком и имел мало шансов в Нобелевском комитете. Однако при объединении эйнштейновского объяснения фотоэффекта и борове кой модели атома водорода получался результат, противопоставить которому было нечего. Это была теория о строении вещества, прочно стоящая на экспериментальном фундаменте.

10 ноября 1922 года было объявлено, что премия за 1921 год присуждается Эйнштейну «за его заслуги в области теоретической физики, и в особенности, за объяснение фотоэлектрического эффекта». В отдельном письме от Шведской Академии наук были слова: «…не учитывая при этом Baum работы по теории относительности и теории гравитации, которые будут оценены после их подтверждения в будущем». Одновременно (!) премия за 1922 год была присуждена Нильсу Бору «за его заслуги в исследовании строения атомов и излучения, испускаемого ими». Эйнштейн не присутствовал на церемонии вручения — он направлялся в Японию читать лекции о теории относительности. Его нобелевская лекция, которую зачитал представитель Германии, тоже была о теории относительности.

Закончим рассказ несколькими штрихами. В домашнем кабинете Эйнштейна стоял небольшой телескоп. Когда его спрашивали: зачем? Он обычно отвечал:

Нет, это не для звёзд. Телескоп принадлежал бакалейщику, ранее жившему здесь. Приятная вещь. Я его берегу как игрушку.

Всем известна фотография «с языком», сделанная 14 марта 1951 года в 72–й день рождения Эйнштейна. После празднования в Принстонском университете вместе с друзьями супругами Эйде лот он сел в автомобиль. Машину окружили репортёры и просили Эйнштейна улыбнуться. Но вместо этого он, очень уставший, высунул язык.

Впоследствии эта фотография понравилась и самому Эйнштейну.

Альберт Эйнштейн брал 1 доллар за простой автограф и 5 — за подпись на памятной вещи. Он был звездой своего времени, в этом не приходится сомневаться, и иногда зарабатывал до 1000 долларов за день. Все эти деньги шли на благотворительность.

Всю жизнь Эйнштейн выступал как активный противник насилия, противник войн. Его образ в конце жизни похож на образ мудреца, познавшего мир, и почти святого. В определённом смысле это так и было. Однако его близким было не совсем легко с ним. Вот как он сам определяет своё место в мире и обществе:

Я никогда по–настоящему не принадлежал ни к какой общности, будь то страна, государство, круг моих друзей и даже моя семья. Я всегда воспринимал эти связи как нечто не вполне моё, как постороннее, и моё желание уйти в себя с возрастом все усиливается. В такой самоизоляции есть привкус горечи, но я не жалею о том, что лишён понимания и сочувствия со стороны других людей. Конечно, из‑за этого я что‑то теряю, но обретаю куда больше, а именно: независимость от общепринятых привычек, мнений и предрассудков. Я свободен от соблазна воздвигнуть здание своего душевного спокойствия на столь шатком фундаменте.

Альберт Эйнштейн умер в Принстоне 18 апреля 1955 года от аневризмы. Он отказался от операции, не желая менять естественный ход вещей.

Глава 7. Наблюдательные, подтверждения ОТО

Эксперимент — истинный посредник между человеком и природой.

Решение Шварцшильда

Для того чтобы обсудить многие эффекты ОТО, необходимо познакомиться с одним из самых важных решений (а возможно, и самым важным) уравнений ОТО — решением немецкого астронома Карла Шварцшильда (1873–1916). Оно получено в 1916 году, всего лишь через несколько месяцев после публикации Эйнштейном своих уравнений гравитационного поля. Это решение соответствует статическому сферически симметричному вакуумному пространству–времени. (О вакуумных решениях уравнений Эйнштейна см. Дополнение 4.) Слова, выделенные курсивом — это условия (ограничения), при которых искалось решение. Эти же условия определяют, чему в реальности должно соответствовать найденное решение — это пространство–время вокруг изолированного сферически симметричного тела. «Изолированного» — это в идеале, а в реальности — вокруг тела, достаточно удалённого от всех остальных тел. Таким образом, в очень хорошем приближении это решение описывает и гравитационное поле вокруг Солнца и каждой из планет Солнечной си стемы, шаровых звёздных скоплений. Поэтому с использованием именно этого решения были проверены первые эффекты ОТО.

Решение Шварцшильда в математическом плане простое, поэтому мы немного с ним повозимся, Собственно, решением уравнений явилась метрика:

Здесь также в силу сферической симметрии мы опустили угловую часть, оставив только временную и радиальную. С — постоянная интегрирования, без дополнительных предположений или принципов её определить невозможно. Здесь самое время обратиться к принципу соответствия. При «бесконечном» удалении от центра r → ∞ эта метрика обращается в метрику пространства Минковского в сферических координатах, точно так же, как и метрика пространства–времени Ньютона, которую мы уже обсуждали. Значит, на достаточном удалении нам необходимо сравнить новую метрику с метрикой пространства–времени Ньютона, обсуждавшейся в предыдущей главе. При аккуратной процедуре приближения оказывается, что здесь основное возмущение в метрику плоского мира вносится только первым слагаемым в выражении для интервала. Нужно сравнить его с аналогичным членом в метрике Ньютона. Это нам даст C = -2GM/c2, после чего метрика Шварцшильда запишется в окончательном виде:

где величина rg = 2GM/c2 называется гравитационным радиусом. Мы так подробно обсуждаем решение Шварцшильда потому, что это ещё и базовое решения для чёрных дыр, речь о которых впереди. Также потом мы обсудим смысл гравитационного радиуса. А сейчас важно отметить, что появился параметр, определяющий решение, — это масса тела М, обращение в нуль этого параметра превращает решение Шварцшильда в метрику плоского мира.

Классические тесты теории Эйнштейна

Радостные новости сегодня! Лоренц телеграфировал мне, что английская экспедиция доказала отклонение лучей света вблизи Солнца.

Теперь мы во всеоружии, чтобы перейти к классическим тестам, подтвердившим ОТО. Уже в 1915 году, сразу после опубликования своих уравнений, Эйнштейн назвал три эксперимента, результаты которых должны соответствовать выводам новой теории.

Первый из этих экспериментов — отклонение луча света в гравитационном поле массивного тела. Из‑за слабости эффекта в роли массивного тела в то время могло выступить только Солнце. А отклонять оно может свет далёкой звезды, координаты которой известны достаточно точно.

Второй эксперимент — смещение перигелиев планет. Мы уже говорили об аномальном смещении перигелия Меркурия, о котором было известно с середины XIX века.

Третий эксперимент — эффект гравитационного красного смещения. Его суть в том, что электромагнитное излучение, испущенное из окрестности гравитируещего тела, должно терять энергию. Это выражается в том, что частота сигнала уменьшается, то есть его спектр смещается в красную сторону. Для точного теоретического описания этих эффектов как раз было необходимо решение Шварцшильда, которое не замедлило появиться, как мы уже отметили и только что представили.

Отклонение луча звезды в гравитационном поле Солнца. Начнём с отклонения света и истории обсуждения проблемы, начавшейся задолго до релятивистской эпохи. Известно, что отклонение лучей света от прямой линии обсуждалось после создания Ньютоном классической механики, и как части её — оптики. Сам Ньютон был убеждённым сторонником корпускулярной теории света. А раз так, то «световые частицы» должны двигаться в поле тяготеющего центра точно так же, как и всякие другие тела — по линиям конического сечения. Поскольку скорость света Ньютону уже была известна (она очень большая по сравнению со скоростью планет), то траектории «световых частиц» должны быть скорее гиперболическими. Ньютону было известно, конечно, как вычислять угол между асимптотами, см. рис 7.1. Поэтому очень вероятно, что Ньютону была известна формула типа a = 2GM/c2R. Она как раз определяет угол отклонения в поле тела массы М частицы, движущейся со скоростью света на расстоянии R от тела. Скорее всего ему была известна также величина отклонения луча света вблизи поверхности Солнца, поскольку все необходимые значения констант ко времени опубликования «Начал» были известны. Однако часто Ньютон не публиковал результаты, а форма представления их была очень сложной. Поэтому не известно наверняка, что Ньютон эту формулу выписывал. Кроме того, по тем временам не представлялось возможным измерить это отклонение света в поле Солнца, что могло поубавить заинтересованность в проблеме.