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
očitno:Ω l =∫ D0( πR2)∗nr 2 ∗ r 2 ∆Ωdr = πR∗ 2 Dn ∗∆Ω ≈ 3.2 × 10 −12 × ∆Ω(I.33)Verjetnost (Ω l /∆Ω), da je zvezda slučajno za gravitacijsko lečo druge zvezde je torejizjemno majhna; tudi če jo pomnožimo s številom vseh vidnih zvezd je produktmanjši od 1. Zato ne moremo pričakovati, da bi preslikava z gravitacijskimi lečamiigrala zaznavno vlogo pri opazovanju zvezd.Položaj se spremeni, če namesto o zvezdah govorimo o galaksijah. Za povprečnogalaksijo vzemimo za grobo oceno naslednje podatke: naj bo velikost tipične galaksije(R g ) približno tolikšna kot je velikost jedra naše Galaksije, njena masa (M g ) pa enakamasi naše Galaksije, to je R g ≈ 3kpc in M g ≈ 10 11 M ⊙ . Poučeni bralec bo mordaugovarjal, saj naša Galaksija ne spada ravno med pritlikavke, pa tudi njeno celotnomaso smo spravili v jedro, kar ni točno res (čeprav je velik del njene mase v resniciv jedru). Rezultat bomo zato vzeli s primerno rezervo kot zelo grobo oceno. Taka”tipična” galaksija odkloni svetlobne žarke, ki jo oplazijo, prav tako kot Sonce zakot θ ≈ 4GMg ∗/R g ≈ 1.5 ” , torej bomo računali prav tako kot prej, da je velikostgravitacijske leče, ki jo tvori galaksija, približno enaka njeni velikosti R g . Prostorskikot Ω lg pod katerim vidimo gravitacijske leče vseh galaksij izračunamo natanko takokot v 9.29, le namesto velikosti zvezde (R ∗ ) moramo pisati velikost galaksije (R g ),namesto gostote zvezd pišemo gostoto galaksij (n g ≈ 1Mpc −1 ), namesto globinepogleda v Galaksiji (D) pa pišemo globino pogleda v vesolje (cH −1 ≈ 3Gpc). Številovseh ”vidnih” galaksij je tako∆N g ≈ n g ∆V ≈ 1 3 n g(cH −1 ) 3 ∆Ω ≈ 9 × 10 9 ∆Ω (I.34)Prostorski kot pod katerim vidimo gravitacijske leče teh galaksij pa je po 9.29*:Ω l =∫ cH −10( πR2)gnr 2 g r 2 ∆Ωdr = πRgcH 2 −1 n g ∆Ω ≈ 0, 08 × ∆Ω(I.35)Izračunali smo, da je verjetnost za to, da je na poljubnem delu neba gravitacijskaleča neke galaksije 8 odstotna. Ta številka je ogromna! Verjetno je kar za nekajvelikostnih redov prevelika, pa tudi če je desettisočkrat prevelika, bi moralo bitikakih 10 5 galaksij v vesolju za nas za gravitacijsko lečo druge galaksije. Velikostite številke so se marsikateri astronomi zavedali že pred precej leti in so iskali slike,ki bi kazale na preslikavo z gravitacijsko lečo. Kot je pogosto res, se sreča ni nasmehnilasistematičnemu iskalcu tega pojava, pač pa sistematičnemu preiskovalcu83
- Page 2 and 3:
Kazalo1 Newtonov zakon gibanja in n
- Page 4 and 5:
UvodEinsteinova splošna teorija re
- Page 6 and 7:
Še ena pomembna lastnost enačb (A
- Page 8 and 9:
Na prvi pogled izgleda kot bi se (A
- Page 10 and 11:
inφ ′= φ − ∂ψ∂t(B.6)nata
- Page 12 and 13:
Komponente R µ ν matrike R imajo
- Page 14 and 15:
Poiskati hočemo transformacijo pot
- Page 16 and 17:
(A.6) zapišemo tudi v obliki:S NR
- Page 18 and 19:
Iz teh dveh zahtev je mogoče izpel
- Page 20 and 21:
gibalnih količin elektrona in foto
- Page 22 and 23:
Poglejmo kako je sila na delec real
- Page 24 and 25:
gostoto tega toka pa lahko formalno
- Page 26 and 27:
Če pomnožimo gornje enačbe z ẋ
- Page 28 and 29:
kot metrično teorijo, saj vpelje g
- Page 30 and 31:
Lagranževa funkcija prostega delca
- Page 32 and 33: incot θ = |l +|l ϕsin (ϕ − ϕ
- Page 34 and 35: =∫ τ2τ 1√Slika 2:−(η µν
- Page 37: Naloga F.1: Pokaži, da preide (F.5
- Page 40 and 41: Ko primerjamo s (F.1), ugotovimo, d
- Page 42 and 43: Sedaj smo pripravljeni razmišljati
- Page 44 and 45: azločevanje nima smisla, zato defi
- Page 46 and 47: Upoštevali smo, da je ρ, µ u µ
- Page 48 and 49: komponentah 2 . Upoštevamo, da ima
- Page 50 and 51: Krajevne komponente polja so s tem
- Page 52 and 53: Zadnji izraz je zapisan kot baromet
- Page 54 and 55: poglavju smo se zanimali za plin in
- Page 56 and 57: 7.4 Napetostni tenzor gravitacijske
- Page 58 and 59: dinamičen in so njegove lastnosti
- Page 60 and 61: v splošnem 10-4=6 neodvisnih konst
- Page 62 and 63: Naloga G.5.3: Pokaži, da sta izraz
- Page 64 and 65: je s komponentami 0i, ki v prvem pr
- Page 66 and 67: Vpeljemo celotno maso sistema M = m
- Page 68 and 69: Vrtilna količina pa ima komponente
- Page 70 and 71: Pokazalo se bo namreč, da je u 0 p
- Page 72 and 73: Razmerje ( lm) 2nadomestimo z r 0 i
- Page 74 and 75: [ ] 21−4učlenom u − u 1 0 1−
- Page 76 and 77: oziroma v: (2u0 γ 2)2 + u 0 γ 2 =
- Page 78 and 79: Opazovalec v točki ℘ 1 pa izmeri
- Page 80 and 81: Časovni interval ∆t dobimo tako,
- Page 84 and 85: neba, angleškemu astronomu Davidu
- Page 86 and 87: zvezni odvedljivosti funkcij f, g i
- Page 88 and 89: pa, da je mogoče v 81 dimenzionaln
- Page 90 and 91: Za β ≪ α dobimo iz gornjega:a
- Page 92 and 93: nostni faktor, to je:(αa) • (αb
- Page 94 and 95: Ena od navigacijskih naprav v podmo
- Page 96 and 97: poti med imenovanimi točkami ( to
- Page 98 and 99: glede na Poincaréjevo grupo kot na
- Page 100 and 101: hitrost ima komponente ( ˙ξ i (λ
- Page 102 and 103: Ker mora biti rešitev tega sistema
- Page 104 and 105: potem se v koordinatni bazi η i (x
- Page 106 and 107: 1( ∂η ∂ξ=− ∂η ∂ξ+ ∂
- Page 108 and 109: Računanja ploščine poljubno orie
- Page 110 and 111: 10.3.3 O 3-formahV 3-razsežnih mno
- Page 112 and 113: Če sta f in h r-formi, veljaP (n)
- Page 114 and 115: kot 1-forme invariantni operatorji,
- Page 116 and 117: 10.7 Transformacijske grupe, Lie-je
- Page 118 and 119: τ(P,s)σ(τ(P,s),∆t)Pw(P)w(P')P'
- Page 120 and 121: Najbolj preprosto je zapisati Lijev
- Page 122 and 123: g je gotovo bogatejša od množice
- Page 124 and 125: potem je vektorsko polje w levo inv
- Page 126 and 127: Grupa G ima enoparametrične podgru