EXPERIMENTÁLNÍ TESTY OTR
Historické experimenty
Stáčení perihelia Merkura:. Dráha Merkura
není přesná elipsa. Perihelium elipsy se postupně stáčí. Většina tohoto
pohybu byla vysvětlena působením poruch od ostatních planet. Menší část
stáčení (43" za století) objasnila až obecná relativita. Právě u Merkuru
je vliv OTR největší, protože jde o planetu pohybující se nejblíže ke Slunci,
kde je časoprostor nejvíce zakřiven a navíc efekt zesiluje značná výstřednost trajektorie Merkuru. |
Odklon světelných paprsků v blízkosti Slunce: Již v rove 1911
předpověděl Albert Einstein (1879-1955), že světelný paprsek vzdálených
hvězd se v blízkosti Slunce zakřivuje. Při zatmění Slunce, kdy sluneční
svit neruší pozorování, jsou polohy hvězd úhlově blízkých k povrchu Slunce
vychýleny z normální polohy vzhledem k úhlově vzdálenějším hvězdám. U Slunce
činí odchylka u povrchu 1,745" a byla poprvé pozorována sirem Arturem Stanleyem
Eddingtonem (1882-1944) při expedici za zatměním Slunce na Princův ostrov v západní Africe
v roce 1919. Souběžně byla organizována expedice do Sobralu v Brazílii. |
Hubbleův červený posuv galaxií: První přímý experimentální
důkaz rozpínání Vesmíru podal Edwin Hubble (1889-1953) v roce 1929. Při
přehlídce asi 35 galaxií Hubble zjistil, že vzdálené galaxie se od
nás bez výjimky vzdalují a to tím rychleji, čím jsou dále (to přesně odpovídá
kosmologickému
principu). Dnes bývá často zpochybňováno proložení původních měření lineární závislostí. Šlo spíše o intuici než o solidní úvahu.
Edwin Hubble byl také první, kdo rozpoznal, že v galaxiích jsou proměnné hvězdy - cefeidy. |
Poundův-Rebkův experiment: V gravitačním poli jdou hodiny umístěné
v různé vzdálenosti od centrálního tělesa různě. Fotony vzdalující se od
těles červenají a přibližující se k tělesům modrají (mění se jejich frekvence).
Tento jev nazýváme gravitační červený posuv a byl
poprvé na Zemi měřen ve staré vodárenské věži na Harvardské universitě.
Výška věže byla 22,6 m, tomu odpovídá relativní změna frekvence 2,5×10-15.
Experiment provedl Robert V. Pound a Glen A. Rebka
v roce 1960. Jako zdroj záření použili radioaktivní izotop Fe 57 s vyletujícími
fotony o energii 14,4 keV. Ke sledování změny frekvence využili Mösbauerův
jev. |
Weberovo hledání gravitačních vln: Existenci
gravitačních vln předpověděl Albert Einstein v roce 1916. Známé
jsou neúspěšné pokusy Josepha Webera o detekci gravitačních vln pomocí
dvou obřích hliníkových válců vzdálených 1000 km (Maryland, Aragon). Válce
se chovaly jako přirozené oscilátory naladěné na frekvenci 1660 Hz. Parametry:
materiál Al, hmotnost 1,4 tuny, poloměr 66 cm, délka 153 cm. Válce byly
zprovozněny v roce 1966 a v roce 1969 byla naměřena jediná koincidence,
která se již nikdy nezopakovala. Dnes se soudí, že citlivost
h ≡ ΔL/L ~ 10-15 tohoto zařízení
nebyla dostatečná. |
Slavné experimenty
|
|
|
|
A.S. Eddington
(1882-1944)
|
E. Hubble
(1889-1953)
|
J. Weber
(i s válcem)
|

Gravitační čočky
1979: |
QSO 0957+561 - první objevená gravitační čočka (Walsh,
Carswell, Weynmann). Dvojitý obraz kvasaru se z = 1,405,
m
=
17m. |
1987: |
Obří oblouky (Lynds, Petrosian, Soucailová). Asi dvacet oblouků - zčočkované
světlo galaxií za bohatou kupou galaxií. |
1988: |
MG 1131+0456 - první Einsteinův prstenec v radiovém
oboru (Hewitt). Kosmologický posuv z = 1,13, Ø
=
1,75". |
90. léta: |
Mikročočky: Zesílení obrazu při přechodu za hmotným objektem
v Galaxii. Využívá se při detekci planet. Planeta v podvojné mikročočce způsobí "zoubek" na zesílení intenzity světla vzdálené hvězdy, který trvá řádově hodiny a představuje další zvýšení intenzity až o 10 %. Dnes (1999) bylo detekováno přes 200 mikročoček. |
Efekt gravitační čočky předpověděl A. Einstein v roce 1936. Hmotný objekt (zpravidla velká galaxie) ležící mezi zdrojem záření a pozorovatelem
zakřivuje světelné paprsky podobně jako skleněná čočka v laboratoři. Jsou-li
objekty dokonale na přímce vznikne jako obraz vzdálené galaxie tzv. Einsteinův
prstenec. Jsou-li objekty mírně vyosené, vznikne několikanásobný obraz
vzdálené galaxie či kvasaru.

Abell 2218
Kupa galaxií z HST (1995). Jejich světlo se na cestu vydalo v době,
kdy byl věk Vesmíru asi čtvrtinový v porovnání s dnešním. Hmotné členy
kupy fungují jako gravitační čočky - vzdálené objekty zobrazují jako krátké
oblouky, které najdete po celém snímku. Jejich celkový počet je asi sto
padesát.

1938+666 (Býčí oko):
Galaxie zobrazená efektem gravitační čočky jako Einsteinův prstenec.
Úhlový průměr 1".
Vlevo: IR obraz z HST (1,6×10-6
m, kamera NICMOS, 1998). Světlá skvrna uprostřed prstenu je mezilehlá
hmotná galaxie.
Uprostřed: Radiový obraz galaxie
1938+666 ze sítě šesti radioteleskopů MERLIN ve Velké Británii. Neúplný
obraz svědčí o tom, že mezilehlá galaxie není přesně na spojnici pozorovatel
- objekt. V radiovém oboru mezilehlá galaxie nezáří.
Vpravo: Superpozice obou obrazů.


Podvojný pulsar 1913+16
Nejdokonalejší objevenou relativistickou laboratoří, na které lze ověřovat
efekty obecné relativity je podvojný pulsar 1913+16. Jde
o dvě neutronové hvězdy v těsné blízkosti, takže zakřivení prostoru a času,
na které složky reagují, je značné. Navíc v prostoru mezi složkami není žádný rozházený mateiál, který by komplikoval interpretaci měřených veličin. Podvojný pulsar byl objeven
v roce 1974 v Arecibu. Russel
A. Hulse a Joseph H. Taylor
obdrželi Nobelovu cenu za fyziku v roce 1993 za výzkum tohoto unikátního
systému, především za objev zkracování periody odpovídající vyzařování gravitačních vln.
Rozměry obou složek i celého systému jsou tak malé, že systém
je téměř ideální relativistickou laboratoří. Dnes je známo přes 1000 pulsarů,
z toho více jak 40 podvojných. Pulsar PSR 1534+12, objevený v roce 1991, má
ještě lepší parametry pro testování OTR. Základní parametry podvojného
pulsaru 1913+16 jsou: perioda 0,059 s, orbitální perioda 7 h 45 min, hmotnost
první složky 1,44 MS, hmotnost druhé složky 1,39 MS,
vzdálenost složek 700 000 km. Pro srovnání: poloměr Slunce je cca 700
000 km, do tohoto prostoru se obě dvě hvězdy vejdou a jejich hmotnosti
jsou srovnatelné s hmotností Slunce.
Pulsar PSR 1913+16
|
M1 = 1,44 MS
M2 = 1,39 MS
d = 700 000 km
Trot = 0,059 s
Torb = 7h 45 min |
|
|
Parametry
pulsaru
|
R.A. Hulse
(1950)
|
J.H. Taylor
(1941)
|
Efekty naměřené u PSR 1913+16 |
-
stáčení periastra 4° za rok !!!
-
relativistický Dopplerův jev
-
červený gravitační posuv
-
dilatace času způsobená oběhem
-
stáčení světelných paprsků
-
zkracování periody o 76×10-6 s/rok díky vyzařování gravitačních vln
|
Gravitační vlny - projekt LIGO a další
LIGO (Laser Interferometry Gravitational-Wave
Observatory). Ambiciózní projekt na hledání gravitačních vln. Vznikl ve
spolupráci Caltech (California Institute
of Technology) a MIT (Massachusetts University
of Technology). Jde vlastně o dva obří interferometry. Každý z nich má
dvě kolmá ramena (podobně jako měl Michelsonův interferometr). Parametry
jsou však úctyhodné:
LIGO |
Délka ramene: 4 km
Průměr ramene: 60 cm
Přesnost (h): 10-21
Laser: Nd:Yag, 10 W
Frekvence: 10 Hz - 10 kHz
Pracovní tlak: 10-9 Torr |
|
|
Parametry LIGO
|
Hanford (Caltech, Washington)
|
Livingston (MIT, Lousiana)
|
Jde o první zařízení, které dosáhne relativní přesnosti 10-21
při měření délky ramen (h = ΔL1
- ΔL2)/L.
Tato citlivost by měla být dostatečná na zjištění gravitačních vln od standardních
zdrojů (rotující neutronové hvězdy, supernovy, binární systémy). Očekávaná
frekvence vln je menší jak 10 kHz. V současné době (červen 1999) se zařízení
vakuuje, na začátku roku 2000 budou provedeny první testy. Úplný provoz začne
v roce 2002. Po následné přestavbě a výměně laseru by mělo zařízení dosáhnout
do deseti let citlivosti 10-22 a pokusit se hledat gravitační
vlny z období oddělení gravitační interakce v čase 10-43 s po
Velkém třesku. V zařízení je částečně odstíněn tepelný šum a seismický
hluk. Zařízení bude schopné detekovat tyto signály:
-
rotující binární systémy (narůstaní frekvence a amplitudy vln v důsledku
jejich vyzařování),
-
záblesky (supernovy, kolaps na černou díru),
-
periodické signály (rotace neosově symetrických neutronových hvězd f
= 2×frot),
-
stochastické signály (gravitační vlny emitované v Planckově čase, v inflační fázi a při vzniku topologických defektů při narušení symetrií).
|
Na světě existují a staví se i další interferometrické detektory s nižší
citlivostí (MARK, TAMA, GEO, VIRGO) a připravuje se ambiciózní projekt
LISA umístěný ve Vesmíru. Půjde o tři sondy tvořící interferometrický
systém se vzdáleností ramen 5 000 000 km a citlivostí h až 10-24,
který bude pracovat s frekvencemi od 10-4 Hz do 1 Hz a umožní tak i sledování supermasivních černých děr s pomalými frekvencemi gravitačních vln. Soustava těchto tří sond bude obíhat kolem Slunce ve vzdálenosti 1 AU.
Detektor |
Umístění |
Velikost |
Provoz |
MARK 2 |
USA (Pasadena) |
40 m |
1991 |
TAMA 300 |
Japonsko (Tokyo) |
300 m |
1999 |
GEO 600 |
Německo (Hannover) |
600 m |
2000 |
LIGO |
USA (Hanford, Livingstone) |
4 km |
2002 |
VIRGO |
Itálie (Pisa) |
3 km |
2002 |
LISA |
oběžná dráha kolem Slunce |
5×106 km |
2010 |
Lense-Thirringův jev
Strhávání souřadnic kolem rotujícího objektu, projevuje se precesním pohybem okolní látky a někdy i celého akrečního disku. Jev předpověděli J. Lense a H. Thiring již v roce 1918. Úspěšné pokusy o naměření jevu byly provedeny v akrečních discích černých děr v roce 1998. V roce 1999 byly oznámeny výsledky pokusů o naměření jevu u družic LAGEOS, jejichž dráha kolem Země je strhávána o cca (2 ± 0,2) m/rok.
V letech 2004 až 2005 se jev pokusila změřit specializovaná družice Gravity Probe
B. Bohužel se ukázalo, že její citlivost nebyla dostatečná a měření byla
znehodnocena magnetickým polem slunečního plazmatu.

|