Экспериментальное подтверждение общей теории относительности
Большинство из тех, кому приходится изучать общую теорию относительности, бывают очарованы её эстетической привлекательностью. Путём замены холодного, механистического взгляда Ньютона на пространство, время и тяготение на динамическое и геометрическое описание, включающее искривлённое пространство-время, Эйнштейн сумел «вплести» тяготение в фундаментальную структуру Вселенной. Перестав быть структурой, наложенной дополнительно, гравитация стала неотъемлемой частью Вселенной на её наиболее фундаментальном уровне. Вдохнув жизнь в пространство и время, позволив им искривляться, деформироваться и покрываться рябью, мы получили то, что обычно называется тяготением.
Если оставить в стороне эстетическое совершенство, конечным подтверждением справедливости физической теории является её способность объяснять и точно предсказывать физические явления. Теория гравитации Ньютона блестяще выдерживала это испытание с момента её появления в конце XVII в. и до начала XX столетия. Применительно к подбрасываемым в воздух мячам, телам, падающим с наклонных башен, кометам, кружащимся вокруг Солнца, или планетам, вращающимся по своим орбитам, теория Ньютона всегда давала чрезвычайно точное объяснение всем наблюдениям и предсказаниям, которые бесчисленное количество раз проверялись в самых разных условиях. Как мы уже подчёркивали, причины появления сомнений в этой необычайно успешной с экспериментальной точки зрения теории состояли в том, что согласно ей гравитационное взаимодействие передаётся мгновенно, а это противоречит специальной теории относительности.
Эффекты специальной теории относительности, имея огромное значение для понимания пространства, времени и движения на самом фундаментальном уровне, остаются чрезвычайно малыми в мире малых скоростей, в котором мы обитаем. Аналогично, расхождения между общей теорией относительности Эйнштейна — теорией гравитации, совместимой со специальной теорией относительности, — и теорией тяготения Ньютона также чрезвычайно малы в большинстве обычных ситуаций. Это и хорошо, и плохо. Хорошо потому, что любая теория, претендующая на то, чтобы занять место теории тяготения Ньютона, должна полностью согласовываться с ней в тех областях, где теория Ньютона получила экспериментальное подтверждение. Плохо потому, что это затрудняет экспериментальный выбор между двумя теориями. Выявление различий между теориями Эйнштейна и Ньютона требует проведения чрезвычайно точных измерений в экспериментах, которые очень чувствительны к различиям этих двух теорий. Если вы бросите бейсбольный мячик, для предсказания места его приземления могут быть использованы и ньютоновская, и эйнштейновская теории гравитации. Ответы будут разными, но различия будут столь малы, что они лежат за пределами наших возможностей их экспериментального подтверждения. Требуются более тонкие эксперименты, и Эйнштейн предложил один из них.{14}
Мы любуемся звёздами по ночам, но они, конечно, остаются на небе и днём. В это время мы обычно не видим их, потому что их далёкие, точечные огни затмеваются светом Солнца. Однако во время солнечных затмений Луна временно заслоняет часть света, идущего от Солнца, и удалённые звезды становятся видимыми и днём. Тем не менее, присутствие Солнца продолжает оказывать влияние на испущенный ими свет. Свет от некоторых отдалённых звёзд на своём пути к Земле должен пройти вблизи Солнца. Общая теория относительности Эйнштейна утверждает, что Солнце искривляет пространство и время, и что эта деформация оказывает влияние на траекторию идущего от звёзд света. В конце концов, фотоны, излучённые далёкими звёздами, путешествуют по Вселенной, и если её структура искривлена, это окажет влияние на движение фотонов, также как и на движение любого материального тела. Искривление траектории будет максимальным для тех лучей, которые проходят вблизи поверхности Солнца на своём пути к Земле. Такие лучи обычно полностью затмеваются светом Солнца, но во время солнечных затмений их можно увидеть.
Угол, на который отклоняется луч света, несложно измерить. Отклонение траектории луча приводит к смещению видимого положения звезды. Это смещение может быть точно измерено путём сравнения видимого положения звезды по сравнению с её истинным положением, известным по результатам ночных наблюдений звезды (в отсутствие отклоняющего влияния Солнца), полученным с интервалом примерно в полгода до или после затмения, когда Земля находится в соответствующем положении. В ноябре 1915 г. Эйнштейн, используя разработанную им новую теорию гравитации для расчёта угла, на который должен отклониться луч света от звезды, прошедший рядом с поверхностью Солнца, получил значение 0,00049 градуса (1,75 угловых секунд, где одна угловая секунда равна 1/3600 градуса). Этот крошечный угол равен углу раствора диафрагмы, сфокусированной на двадцатипятицентовой монетке в трёх километрах от неё. Однако измерение столь малого угла было уже под силу технике тех дней. По просьбе сэра Фрэнка Дайсона, директора Гринвичской обсерватории, сэр Артур Эддингтон, известный астроном и секретарь Королевского астрономического общества Англии, организовал экспедицию на остров Принсипе, расположенный у западного побережья Африки, для проверки предсказания Эйнштейна в ходе солнечного затмения, которое должно было произойти 29 мая 1919 г.