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132 6 Teilchen im Gravitationsfeld<br />
Die letzte Klammer verschwindet, wenn der Bahnparameter ˜s(s) als<br />
s<br />
˜s(s) = ds ′ Ω −2 (s ′ ) (6.66)<br />
gewählt wird. Gilt also die Geodätengleichung für Lichtstrahlen x(˜s(s)) bezüglich der<br />
Metrik gmn, so erfüllt x(˜s) sie für die Metrik ˜gmn.<br />
Folglich genügen Lichtstrahlen in jeder konform statischen Metrik, zum Beispiel in der<br />
Schwarzschildmetrik, dem Fermatschen Prinzip.<br />
Jede kugelsymmetrische, dreidimensionale Metrik ˜gij (F.21) ist in geeigneten Koordinaten,<br />
den isotropen Koordinaten, bis auf einen konformen Faktor n 2 euklidisch<br />
a 2 (r) (dr) 2 + b 2 (r)(dθ) 2 + sin 2 θ(dϕ) 2=n 2(d˜r) 2 + ˜r 2 ((dθ) 2 + sin 2 θ(dϕ) 2 ), (6.67)<br />
r<br />
˜r(r) = exp dr ′ a(r ′ )/b(r ′ ) , (6.68)<br />
wie man einfach mit n = b/˜r und d˜r/dr = ˜r a(r)/b(r) bestätigt. Bei einer konform<br />
statischen, kugelsymmetrischen Metrik (6.62) ist 1/n die Lichtgeschwindigkeit<br />
0 = dt dt<br />
ds ds dtódx<br />
dt<br />
Solch eine Metrik wirkt sich auf die Bahnen von Licht so aus wie im flachen Raum ein<br />
optisches Medium mit Brechungsindex n(x) und Wirkung W[x] = dt n(x) ( ˙ 1/2 xó˙ x) .<br />
Für die Schwarzschildmetrik (6.15) ergibt sich<br />
− n2 dx<br />
dsódx<br />
ds =dt<br />
ds2 (1 − n 2 dx<br />
1<br />
) , |dx | = . (6.69)<br />
dt n<br />
a<br />
b =grr 1<br />
= r(r<br />
, (6.70)<br />
gθθ − r0)<br />
r dr<br />
ln ˜r + k =<br />
′<br />
r ′ (r ′ − r0) = 2 ln(√r + √ r − r0) = ln(2r(r − r0) + 2r − r0) . (6.71)<br />
Wir wählen die Integrationskonstante k = ln4 so, daß ˜r mit r für große r übereinstimmt,<br />
Dann gilt umgekehrt (2 ˜r + r0/2) 2 = 4 r ˜r oder<br />
˜r = r r0 1<br />
− + − r0) . (6.72)<br />
2 4 2r(r<br />
r = ˜r (1 + r0<br />
4˜r )2 , (6.73)<br />
und die Schwarzschildmetrik hat in diesen isotropen Kugelkoordinaten die Form<br />
gmndx m dx n =1 − r0<br />
4˜r<br />
1 + r0<br />
(dt)<br />
4˜r2<br />
2 − (1 + r0<br />
4˜r )4(d˜r) 2 + ˜r 2 (dθ) 2 + ˜r 2 sin 2 θ(dϕ) 2. (6.74)<br />
Die Gravitation der Zentralmasse wirkt sich in diesen Koordinaten auf die Bahnen von<br />
Licht so aus wie im flachen Raum ein Medium mit Brechungsindex n =−g˜r˜r/g00,<br />
n = (1 + r0<br />
4˜r )3 (1 − r0<br />
4˜r )−1 . (6.75)<br />
Gravitative Rotverschiebung<br />
6.5 Lichtstrahlen 133<br />
Auch ein konformer Faktor Ω 2 , gmn = Ω 2 ˜gmn, wirkt sich auf Licht aus. Er beeinflußt<br />
zwar nicht die Bahnen von Licht, wohl aber die Farbe, mit der ein Beobachter B am Ort<br />
xB eine Uhr bei xU sieht.<br />
Wenn die Uhr in einer konform statischen Raumzeit (6.62) ruht, vergeht auf ihr zwischen<br />
zwei benachbarten Ereignissen xU = (t,xU) und (t + dt,xU) die Zeit (6.4)<br />
τU =g00(xU) dt . (6.76)<br />
Das Licht, das von diesen Ereignissen zu einem ruhenden Beobachter ausgesendet<br />
wird, erreicht ihn bei (t,xB) und (t + dt,xB) mit derselben Koordinatendifferenz dt.<br />
Denn die Lichtstrahlen hängen nicht vom konformen Faktor Ω2 ab (Seite 131) und<br />
stimmen mit den Lichtstrahlen überein, die zur Lagrangefunktion<br />
L = L1 + L2 (6.59) gehören. Dort entkoppeln<br />
U<br />
τB<br />
die Bewegungsgleichungen für t(s) und x(s). Die Zeitkoordinate<br />
löst ¨t = 0 und ist eine linear inhomogene Funktion<br />
t(s) = a s + t(0) des Bahnparameters. Bei versetzter Startzeit<br />
t(0) = t+dt trifft der räumlich unveränderte Lichtstrahl<br />
um dt später bei B ein.<br />
Der Beobachter sieht daher die Uhr mit derselben Koor-<br />
τU B<br />
dinatendifferenz dt ticken, während die Zeit<br />
(6.77)<br />
τB =g00(xB)/g00(xU) τU<br />
auf seiner eigenen Uhr abläuft.<br />
Abbildung 6.1: Gravitative Ruht die Uhr in der Schwarzschildmetrik g00(x) = 1−r0/r<br />
Zeitdehnung<br />
an einem tieferen Ort, so ist g00(xU) < g00(xB) und die Zeitdifferenz<br />
τB ist größer als τU. Die Uhr, die der Beobachter im tieferen Gravitationspotential<br />
ruhen sieht, erscheint ihm also nicht nur perspektivisch kleiner, sondern auch<br />
langsamer als seine eigene Uhr. Geht der Beobachter zu der entfernten Uhr hin, so stellt<br />
er fest, daß sie normal geht und normale Größe hat. An Ort und Stelle laufen physikalische<br />
Vorgänge normal ab.<br />
Schwingt ein bei xU ruhender Sender mit der Frequenz νU = n/τU, so beobachtet B<br />
diese n Schwingungen, während bei ihm die Zeit τB vergeht. Er nimmt die Frequenzen von<br />
Quellen, die tiefer im Gravitationspotential ruhen, rotverschoben und elektromagnetische<br />
Wellenlängen λB = c/νB um einen Faktor 1 + z vergrößert wahr,<br />
νB =g00(xU)/g00(xB) νU , z = λB − λU<br />
=g00(xB)/g00(xU) − 1 . (6.78)<br />
λU<br />
Ist die Metrik nicht konform statisch, so ist es normalerweise nicht möglich, in der gekrümmten<br />
Raumzeit willkürfrei eine Klasse von ruhenden Beobachtern anzugeben. Dann<br />
läßt sich gravitative Zeitdehnung nicht ohne weiteres vom Dopplereffekt trennen, bei dem<br />
eine Relativbewegung von Quelle und Empfänger die Rotverschiebung verursacht.