Общая теория относительности и тяготения - Арифов Л.Я.
Скачать (прямая ссылка):
rG)
диска, когда sin = , nt из (IV.11) следует значение
1 751"
угла отклонения лучей--1-, которое совпадает с (IV.1).
nI
Для ju = 90°, когда луч касается земной орбиты, это значение в два раза меньше, чем можно было бы ожидать по формуле (IV.1). Это объясняется тем, что наблюдаїель удален на конечное расстояние г, от Солнца.
Параллактическое смещение (IV. 12), как и любое из его слагаемых, само по себе неизмеряемо, можно измерить лишь разность параллактических смещений, соответствующих двум моментам времени. Вследствие ГОДИЧНОГО движения Земли угол фи для данной звезды изменяется в пределах Pi < сри 180° — Pi, где Pi-ее эклиптическая широта, поэтому меняется и параллактическое ее смещение в течение года. Релятивистская часть смещения наибольшая, когда угловое расстояние исследуемой звезды от Солнца наименьшее. Звезды, лежащие вблизи эклиптики и в некоторый момент при годичном перемещении Солнца оказывающиеся рядом с солнечным диском (или даже покрываемые им), представляют собой наиболее благоприятные объекты для исследования эффекта отклонения лучей. Метод сравнения положения звезд на фотографических снимках во время затмения Солнца с их положением в другое время года до или после затмения основан именно на использовании этих благоприятных условий. Однако специфические условия измерения в моменты затмения резко увеличивают ошибки и создают определенные трудности в обработке экспериментальных данных (Михайлов, 1956). Результаты измерения угла отклонения лучей фотографическим методом во время затмения Солнца приведены в табл. 2. В столбце «результаты наблюдений» даны экспериментальные значения числителя правой части теоретической формулы (IV. 1). В основу таблицы положены данные, приведенные у Мак-Витти (1961). Она пополнена результатами повторной обработки Михайловым (1956) и наблюдений, произведенных в 1973 г. техасской группой (Texas Mauritanian Eclipse Team, 1976; Jones, 1976). Табличные данные неплохо согласуются с теоретическим значением 1,751", тем не менее они вызывают чувство неудовлетворенности. Во-первых, экспериментальное значение, по-видимому, все-таки несколько выше ожидаемого (см. столбец «повторные расчеты»). Во всяком случае, на этом определенно настаивают некоторые астрономы (например, Михайлов, 1956; см. также Мак-Витти, 1961; Цзю, Гофман, 1965). Во-вторых, в этих наблюдениях не мог быть проверен закон изменения угла отклонения лучей — не только закон (IV. 11) в виде тангенса половины гелиоцентрического угла между Землей и звездой, но и зависимость (IV. 1) угла отклонения в непосредственной близости от диска Солнца.
276* Одной из вероятных причин завышения результатов обработки наблюдений может служить игнорирование годичных параллаксов звезд (Арифов, Кадыев, 1975). Составим разность параллактических смещений звезды в моменты t\ —затмения Солнца и t2—ноч-
Таблица 2
Дата Станция Результаты наблюдений Повторны (± ср г расчеты . ош.)
29.V.1919 Собрал I Собрал II Принцип 1.98"±0 12" (вер. ош.) 0,93 1,63±0,3 Кроммелин, Дэвидсон Коттингхэм, Эддингтон Данжон Хопман Михайлов 2.05" ±0.20" 2.1б±0,14 2.07+0,13
21 IX.1922 Валлол I Валлол II Валлол III Кордилло-Дзунс 1,74 ± 0,3 1.72±0,П 1,82±0,15 1.77±0,3 Чант, Юнг Кэмпбелл, Трюмплер Кэмпбелл, Трюмплер, Дэвидсон, Додвелл Данжон Фрейндлих Хопман Джексон Михайлов Данжон 2,05 + 0,13 2 07 2.14+0,18 2 12 1.83 ±0.20 2.07
9.V.1929 Такенгон 2,24 ±0,10 (ср. ош.) Фрейнллих, Брунн, Клюбер Данжон Джексон Трюмплер Михайлов 2,04+0,27 1,98±0.14 1.75±0,19 1.96 ±0.11
19. VI. 1936 Куйбышевка Козимицу 2.71 ±0,26 2.13+1.15 1,28±2.67 Михайлов Матукума
20.V.1947 Бокоюва 2.01 ±0.27 ван Бисбрук Михайлов 2.20±0.355
25ЛІ.1952 Хартум 1.70±0,10 ван Бисбрук Михайлов 1.45
30.VI.1973 Оазис Чингветти 1 ,66±0.18 Техасская группа, Джонс
ного снимка сравнения (как правило, за 2-М месяца до или после затмения):
^Pl=Piit2)-Pt(t0 = = ^{ 1,751" + ntIcl sin сри (t2) - 0,0046 п)} - 0,0041"Xgu^ .
Обычно на фотографические снимки попадают звезды с различными Пі от 2 до 8+-10. Наибольшую трудность в измерениях представляет проблема учета изменения масштаба фотопластинок. Члены, включенные в фигурные скобки последнего выражения, характеризуют либо эффект отклонения лучей, либо классическое
277* параллактическое смещение, различное для разных звезд на фотоснимке, поэтому они не могут быть отнесены за счет относительного изменения масштабов сравниваемых пластинок. Последний же член может быть вполне отнесен за счет этого эффекта. Полученную формулу необходимо теперь сравнить с экспериментальными значениями разности смещений, которые после учета поправок за дифференциальную рефракцию, аберрацию и т. п. записывают для каждой звезды в виде (Михайлов, 1956)
где В — коэффициент, характеризующий относительное изменение масштабов; А — величина, ошибочно принимаемая за коэффициент Эйнштейна — числитель правой части формулы (IV. 1). Значения AnB находятся методом наименьших квадратов. Ожидаемое значение А принимается равным 1,75". Из сравнения следует
