Maailmataju 2.1

kus g on siin Maa raskuskiirendus ja R on siin Maa raadius.
Suurust
nimetatakse ka taevakeha gravitatsiooniraadiuseks ehk tänapäeval Schwarzschildi raadiuseks. Seega
võib esimese valemi kirjutada ka niimoodi:
Gravitatsiooniväli on aegruumi kõverdus, mida põhjustavad väga rasked massid. See aegruumi
kõverdus väljendub selles, et mida enam gravitatsioonivälja ( mistahes taevakeha ) tsentri poole
minna, seda enam aeg aegleneb ja kahe ruumipunkti vaheline kaugus väheneb. Selline aja ja ruumi
teisenemine jätkub kuni teatud kauguseni tsentrist. Ja seda kaugust kirjeldab meile Schwarzschildi
raadius. See raadius näitab kaugust gravitatsioonivälja tsentrist, et kust alates on aeg ja ruum
teisenenud lõpmatuseni. Järelikult igasuguse ( taevakeha ) gravitatsioonivälja tsentris on aegruumi
auk ( mitte ainult musta augu tsentris ). Näiteks aegruumi auk võib põhimõtteliselt eksisteerida ka
planeet Maa ja isegi tema Kuu tsentris. Sellist asjaolu kinnitavad meile gravitatsiooniline aja
dilatatsioon
ja gravitatsiooniline pikkuse ( kahe ruumipunkti vahelise kauguse ) kontraktsioon
Aegruumi kõverusi tekitavad aegruumi augud ja seega gravitatsiooniväljad on olemuselt aegruumi
augud, mida omakorda on võimalik tõlgendada aegruumi tunnelitena.
Näiteks aegruumi auku kirjeldab Schwarzschildi ja objekti raadiuse suhe. Mida enam aegruumi
augu poole söösta, seda enam aeg ja ruum teisenevad. Schwarzschildi raadius määrab ära aegruumi
augu suuruse ja taevase objekti raadius määrab objekti enda suuruse. Aegruumi auk asub enamasti
taevaste objektide tsentris. Schwarzschildi raadiust ehk sündmuste horisonti R s , mida arvutas välja
Schwarzschild ise, kasutatakse paljudes üldrelatiivsusteooria võrrandites ja tähtede ehituse
mudelites, mida arvutatakse välja klassikalise gravitatsiooniteooria võrranditest. Olgu meil täht
massiga M, tema Schwarzschildi raadius R s ja tähe tegelik raadius R. Järgnevalt uurime tähe
tegeliku ja Schwarzschildi raadiuse suhet. Valguse punanihkest saadud valemi järgi on võimalik
välja arvutada sageduse muutus Δf = f – f´. Kuid seda eeldusel, et valgus lähtub tähelt massiga M ja
raadiusega R lõpmata kaugele. Seda seost kirjeldab järgmine valem:
Nii on võimalik välja arvutada valguskiire paindumisnurk ( radiaanides ) α:
72