Гравітаційна затримка сигналу: відмінності між версіями
| [неперевірена версія] | [неперевірена версія] |
Немає опису редагування |
|||
| Рядок 16: | Рядок 16: | ||
Для сигналу, який подорожує навколо точкової маси, затримка може бути обчислена за такою формулою: |
Для сигналу, який подорожує навколо точкової маси, затримка може бути обчислена за такою формулою: |
||
: <math> |
: <math>\Delta t=-\frac{2GM}{c^3}\log(1-\mathbf{R}\cdot\mathbf{x}).</math> |
||
Тут <math> \ mathbf {R} </ math> - це одиничний вектор, спрямований від спостерігача до джерела, а <math> \ mathbf {x} </ math> - одиничний вектор, спрямований від спостерігача до гравитирующей точці маси M. |
Тут <math> \ mathbf {R} </ math> - це одиничний вектор, спрямований від спостерігача до джерела, а <math> \ mathbf {x} </ math> - одиничний вектор, спрямований від спостерігача до гравитирующей точці маси M. |
||
Версія за 19:25, 1 травня 2011
 | Цю статтю перекладають з іншої мови. Будь ласка, не редагуйте її, бо Ваші зміни можуть бути втрачені. Якщо ця стаття не редагувалася кілька днів, будь ласка, приберіть цей шаблон. Це повідомлення призначене для уникнення конфліктів редагування. Останнє редагування зробив користувач Білецький В.С. (внесок, журнали) о 19:25 UTC (6856085 хвилин тому). |
Гравітаційне уповільнення часу тягне за собою ще один ефект, названий ефектом Шапіро (також відомий якгравітаційна затримка сигналу).
Внаслідок цього ефекту в полі тяжіння електромагнітні сигнали йдуть довше, ніж при відсутності цього поля.
Історія відкриття
Вперше ефект був відзначений у 1964 році американським астрофізиком Ірвіном Шапіро. Шапіро запропонував експеримент, в ході якого радіохвилі відбивалися від поверхні Венери і Меркурія і поверталися на Землю. Обчислення Шапіро передбачали, що при деякому розташуванні Землі, Сонця і Венери очікуваний час затримки сигналу в результаті взаємодії гравітаційного поля Сонця буде близько 200 мікросекунд [1].
Перші експериментальні дані, отримані в 1966-1967 роках в обсерваторії MIT, збіглися з прогнозами Шапіро [2]. З тих пір поправки були підтверджені більш точними експериментами як в Сонячній системі, так і в компактних системах подвійних зірок.
Обчислення затримки
Обчислення затримки часу для світла в полі точкової маси
Для сигналу, який подорожує навколо точкової маси, затримка може бути обчислена за такою формулою:
Тут <math> \ mathbf {R} </ math> - це одиничний вектор, спрямований від спостерігача до джерела, а <math> \ mathbf {x} </ math> - одиничний вектор, спрямований від спостерігача до гравитирующей точці маси M.
Формула може бути переписана в іншому вигляді:
- <math> \ Delta x =-R_s \ log (1 - \ mathbf {R} \ cdot \ mathbf {x }),</ math>,
де x - це ефективне збільшення шляху світла, а <math> R_s = \ frac {2GM} {c ^ 2} </ math> є Радіус Шварцшильда.
Примітки
- ↑ Irwin I. Shapiro (1964). Fourth Test of General Relativity. Physical Review Letters. 13: 789—791. doi:10.1103/PhysRevLett.13.789.
- ↑ Irwin I. Shapiro, Gordon H. Pettengill, Michael E. Ash, Melvin L. Stone, William B. Smith, Richard P. Ingalls, and Richard A. Brockelman (1968). Fourth Test of General Relativity: Preliminary Results. Physical Review Letters. 20: 1265—1269. doi:10.1103/PhysRevLett.20.1265.