TEORIJA GRAVITACIJE

saj je zakasnitev komaj večja od časa preleta svetlobe od vrha do dna Venerinihin Merkurjevih gora. Razen tega se zaradi logaritemske odvisnosti zakasnitev zelopočasi spreminja s časom. Rezultat je zato potrjen ”le” z 10 odstotno natančnostjo,njegova potrditev pa zaokroža klasične napovedi splošne relativnosti v Sončnem sistemu.Opomba o gravitacijskih lečahVideli smo, da se v teoriji gravitacije svetloba lomi v polju mase. To pomeni,da gravitacijsko polje lahko služi kot optično sredstvo, ki preslika oddaljene objekte,torej kot leča. Vendar se gravitacijske leče razlikujejo od navadnih leč. Pomembnarazlika je ta, da gravitacijske leče običajnih astronomskih objektov tipično nimajovelike lomne moči. Videli smo npr., da se žarek, ki oplazi Sonce zlomi komaj za 1, 75”.Ta kot je podoben za druge zvezde in seveda pada, kot smo pokazali, z oddaljenostjožarka od težišča zvezde. Torej je zvezda lahko le zelo šibka leča s premerom, ki nidosti večji od nje same. Vprašati se moramo ali je pri opazovanju zvezd preslikavaz gravitacijsko lečo ne samo možna, ampak tudi verjetna. To pomeni, ali so zvezdena nebu dovolj gosto posejane, da obstaja zadostna verjetnost za to, da sta za nasdve zvezdi tako poravnani, da bližnja od para gravitacijsko preslika bolj oddaljeno.V naslednjem odstavku bomo ocenili to verjetnost.Število preslikanih objektov na danem delu neba (ki oklepa npr. prostorskifot ∆Ω) proti številu vseh objektov na tem delu neba, je prostorski kot pod katerimvidimo vse leče v (Ω l ) proti prostorskemu kotu opazovanja (∆Ω). Ocenimo torazmerje za zvezde v naši Galaksiji. Gostota zvezd v naši okolici (n ∗ ) je okrog 1pc −3(parsek je približno 3 svetlobna leta), vidimo pa jih do razdalje nekako dveh kiloparsekov(D ≈ 2 × 10 3 pc). Razdalja D je nekako srednja ocena, ki sledi iz zaključka,da se Galaksija v smeri pravokotno na njeno ravnino že malo prej konča, v smeriproti središču pa naš pogled v dosti večje oddaljenosti preprečuje galaktični plin. Vprostorskem kotu ∆Ω bomo torej videli tipično ∆N zvezd, pri čemer je:∆N ≈ n ∗ ∆V ≈ 1 3 n ∗D 3 ∆Ω ≈ 3 × 10 9 ∆Ω(I.32)Prostorski kot pod katerim vidimo te zvezde pa ocenimo takole: Vzemimo, da sovse zvezde podobne Soncu, torej imajo polmer R ∗ = 700.000km = 2.3 × 10 −8 pc.Zvezdo na razdalji r vidimo pod prostorskim kotom δΩ = πR∗/r 2 2 . Število zvezd, kijih vidimo v plasti oddaljeni r in z debelino dr (v prostorskem kotu ∆Ω) je dN =n ∗ r 2 ∆Ωdr. Prostorski kot pod katerim vidimo vse te zvezde skupaj je dN × δΩ,prostorski kot pod katerim vidimo vse zvezde na izbranem delu neba (∆Ω) pa je82