Astronomía

¿Cómo se calibró y verificó la astrometría del famoso eclipse solar de 1919, la confirmación de la Relatividad General?

¿Cómo se calibró y verificó la astrometría del famoso eclipse solar de 1919, la confirmación de la Relatividad General?


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El nuevo artículo del New York Times El eclipse que hizo famoso a Einstein describe varios eventos y discusiones en el centenario del eclipse solar de 1919 y la verificación de la desviación de la luz por el Sol según lo predicho por la Relatividad General. Los papeles de Albert Einstein, Arthur Eddington y otros se discuten en el artículo, la obra de teatro representada en la Royal Astronomical Society de Londres, en el artículo de Nature Physics Cien años de la primera prueba experimental de la relatividad general y el libro No Shadow of una duda; El eclipse de 1919 que confirmó la teoría de la relatividad de Einstein por Daniel Kennefick.

Los instrumentos utilizados para la medición se muestran en la ilustración y fotografía a continuación.

Mi pregunta es sobre la técnica astrométrica utilizada y la calibración y verificación.

Los instrumentos son largos y están tumbados de costado, viendo el eclipse y las estrellas cercanas al Sol por reflejo en celóstatos (espejos frente a telescopios, movidos por mecanismos de relojería).

Puedo imaginar varias fuentes de errores instrumentales y experimentales debido a variaciones en distorsión de campo y aumento, presumiblemente la medición se hizo comparando las imágenes del eclipse con imágenes similares tomadas por los mismos instrumentos del mismo campo de estrellas en la misma posición en el campo de visión unos meses después, de noche, en la oscuridad, para mostrar que las diminutas desviaciones no se debían a la variación de un instrumento a otro.

¿Es así como se hizo realmente? ¿Se dejó la configuración experimental en su lugar entre las mediciones diurnas y nocturnas, o se empaquetó y movió?

¿Se confirmó independientemente de alguna manera la planitud de los espejos de celostato?


Imágenes del artículo del New York Times El eclipse que hizo famoso a Einstein

La teoría de Einstein sugirió que la luz de las estrellas se doblaría cerca de un cuerpo masivo como el sol.

En Sobral, Brasil, se utilizaron dos celostatos con espejos móviles para dirigir imágenes del sol eclipsado hacia un par de telescopios horizontales. Observatorio Real de Crédito, Greenwich / Science Museum Group


La Amazonía es introducida a la relatividad general: el eclipse solar del 29 de mayo de 1919 desde el punto de vista del norte de Brasil

En 1919, ACD Crommelin y CR Davidson, astrónomos británicos del Observatorio de Greenwich en Inglaterra, pasaron por la Amazonia en su viaje a Brasil con el objetivo de medir la curvatura de los rayos de luz de las estrellas durante el eclipse solar total del 29 de mayo de 1919, y así pusieron la teoría de la relatividad general a prueba. En el contexto de la visita de Crommelin y Davidson, discutimos cómo la Amazonia fue introducida a la teoría de la gravitación de Einstein, y también las observaciones y repercusiones del eclipse solar del 29 de mayo de 1919 en Belém, capital del estado de Pará, en el norte de Brasil.

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El mundo celebra el centenario de la confirmación de la relatividad

Una reproducción de medio tono de uno de los negativos tomados con la lente de 4 pulgadas en Sobral, donde las estrellas medidas están entre cada conjunto de marcas de guiones. Publicado en F.W. Dyson, A.S. Eddington, C. Davidson, "Determinación de la desviación de la luz por el campo gravitacional del Sol, a partir de observaciones realizadas en el eclipse total del 29 de mayo de 1919", Memorias de la Royal Astronomical Society, vol. 62 (1923). Crédito: Royal Astronomical Society

Se están llevando a cabo celebraciones en todo el mundo para conmemorar los 100 años desde que una expedición liderada por el Reino Unido confirmó la teoría general de la relatividad de Einstein. La teoría cambió fundamentalmente nuestra comprensión de la física y la astronomía, y sustenta tecnologías modernas críticas como el Sistema de Posicionamiento Global (GPS) basado en satélites. Una serie de eventos públicos en el Reino Unido y en todo el mundo marcarán este aniversario fundamental.

La teoría de la relatividad es esencial para el correcto funcionamiento de los sistemas GPS, que a su vez se utilizan en muchas aplicaciones comunes, incluidos los sistemas de navegación por satélite para vehículos (SatNav), la previsión meteorológica y los servicios de socorro y emergencia. Sin embargo, el mundo tuvo que esperar décadas antes de que pudieran realizarse las aplicaciones de un resultado de cielos tan azules.

El 29 de mayo de 1919, el astrónomo Sir Arthur Eddington verificó la teoría general de la relatividad de Einstein observando la aparente desviación de las estrellas desde sus posiciones normales durante un eclipse solar. Esto sucede porque, de acuerdo con la teoría de Einstein, el camino de la luz es desviado por la gravedad cuando viaja cerca de un objeto masivo como nuestro Sol.

Este efecto se puede medir durante un eclipse solar, cuando la luz del Sol es bloqueada por la Luna. En esos momentos, la luz de las estrellas de fondo más cercanas al borde del Sol se dobla, por lo que estas estrellas parecen estar en posiciones ligeramente diferentes en comparación con cuando se observan en otras ocasiones.

El resultado se basó en mediciones tomadas por dos expediciones lideradas por el Reino Unido, una a la isla de Príncipe en la costa occidental de África y la otra a Sobral en Brasil. Se eligieron dos sitios para aumentar las posibilidades de éxito y garantizar buenas condiciones para ver el eclipse.

Fotografía de la diapositiva de la linterna que muestra el eclipse de sol, Sobral, 29 de mayo de 1919, 28 segundos. Referencia: RAS No. 291. Crédito: Royal Astronomical Society

Las expediciones fueron financiadas conjuntamente por la Royal Astronomical Society (RAS), la Royal Society y la Royal Irish Academy, y organizadas por el Royal Observatory Greenwich. Cuando los resultados se anunciaron en una reunión conjunta de la RAS y la Royal Society en noviembre del mismo año, hizo que Einstein fuera mundialmente famoso en cuestión de días.

En el Reino Unido, este fin de semana festivo, el Observatory Science Centre en Herstmonceux, Sussex, celebrará con una semana de actividades y charlas para toda la familia del 25 de mayo al 2 de junio, incluido un enlace de video en vivo con Principe, uno de los miembros de la expedición del eclipse. sitios.

En Burlington House en Londres, los días 29 y 31 de mayo, la Royal Astronomical Society albergará eventos de observación solar (si el clima lo permite), y la biblioteca exhibirá imágenes históricas y documentos relacionados con el eclipse de 1919. Los visitantes también encontrarán actores que interpretan los papeles de Arthur Eddington y Albert Einstein.

Otras actividades de celebración se llevarán a cabo en el Reino Unido, Portugal, Príncipe, Sobral y en todo el mundo: se puede encontrar más información sobre todos los eventos en la página de eventos de Eclipse 1919 [eclipse1919.org/index.php/events].

Copia positiva de la fotografía del eclipse solar de Arthur Eddington y Edwin Cottingham, Principe, 29 de mayo de 1919, 2h 17m 33s. Referencia: A7 / 40. Crédito: Royal Astronomical Society

El profesor Mike Cruise, presidente de la Royal Astronomical Society, dijo: "Hace un siglo, los astrónomos confirmaron la teoría general de la relatividad, en el proceso de transformar para siempre nuestra comprensión del universo. El trabajo de Einstein y Eddington es un ejemplo asombroso de colaboración internacional después de la Primera Guerra Mundial, y una demostración visible de cómo la ciencia puede superar las barreras en estos tiempos turbulentos ".

En noviembre, la RAS y la Royal Society organizarán una conferencia y un evento público que marcará el centenario del anuncio de los resultados. La conmemoración forma parte del centenario de la Unión Astronómica Internacional, fundada en 1919, con más de 200 escuelas de todo el mundo inscritas para explorar el papel de la gravedad en la astronomía.


Reseñas de la comunidad

Si conoce un poco de historia científica, sabrá que en 1919 Arthur Eddington encontró una confirmación empírica de la teoría de la relatividad general de Albert Einstein y aposs midiendo la desviación de la luz de las estrellas distantes por la fuerza gravitacional del sol medida por las posiciones aparentes cambiantes de las estrellas en un eclipse. La magnitud del efecto coincidió con las predicciones de Einstein y aposs y fue la primera prueba fuera de la muestra de su teoría (la explicación del perihelio de Mercurio también fue explicada por la t Si conoce un poco de historia científica, sabe que en 1919 Arthur Eddington encontró una confirmación empírica para la teoría de la relatividad general de Albert Einstein midiendo la desviación de la luz de estrellas distantes por la fuerza gravitacional del sol medida por las posiciones aparentes cambiantes de las estrellas en un eclipse. La magnitud del efecto coincidió con las predicciones de Einstein y fue el primero en salir. prueba de muestra de su teoría (la teoría también explicaba el perihelio de Mercurio, pero no era una prueba propiamente dicha). El resultado catapultó a Einstein de público desconocido (su nombre no había aparecido en los periódicos antes) a fama mundial, con mi titular favorito del New York Times de todos los tiempos: "Luces torcidas en los cielos Hombres de ciencia más o menos atrás sobre las observaciones de eclipses Ei La teoría de nstein triunfa sobre las estrellas no donde parecían o se calculaba que estaban, pero nadie necesita preocuparse ".

Si conoce una cantidad media de historia científica, sabrá que Eddington era un partidario parcial que buscaba a Einstein (posiblemente porque era un pacifista que se oponía a la Primera Guerra Mundial y le agradaba su compañero pacifista Einstein o quería restablecer la globalización). vínculos al reivindicar a un científico alemán sobre el inglés más famoso, Isaac Newton), que sus instrumentos tenían enormes bandas de error, que dejó caer algunos de los datos que no estaban de acuerdo con Einstein, que su trabajo no era reproducible y, en resumen, su trabajo experimental " prueba "fue inventada para probar lo que se propuso probar.

Si lees este impresionante y meticuloso trabajo académico de alguien que ha estudiado esta cuestión durante décadas, aprenderás que la versión de "saber un poco" de cuento popular está mucho más cerca de la verdad que la versión sofisticada y cíclica de "saber un poco". En particular, Daniel Kennefick presenta muchos argumentos, los dos más importantes son:

--Eddington colaboró ​​en el trabajo con Frank Dyson (sin relación con Freeman). De hecho, Dyson organizó y dirigió en gran medida el trabajo e hizo el análisis de datos. Es importante destacar que Dyson parece haber sido escéptico con respecto a la Relatividad General (y un investigador clave del proyecto se mostró totalmente hostil).

El mayor argumento en contra de Eddington fue que se descartó uno de los tres conjuntos de datos (había dos conjuntos de placas de observaciones de Brasil y un conjunto de placas de observaciones en Príncipe). Kennefick muestra que antes de realizar cualquier análisis, los investigadores pensaban que algo había salido mal con las observaciones en esos datos, por lo que la decisión de descartarlos no parece haberse basado en los resultados. Además, según sus propias medidas, incluir esos datos habría dado como resultado un resultado promedio en todos los conjuntos de datos aún más cercano a la predicción de Einstein. Por último, el nuevo análisis moderno de los datos descartados muestra que incluso por sí solo concuerda con la relatividad general si se mide correctamente.

- El encuadre teórico ex ante de Eddington de la predicción de "Newton" y la "predicción de Einstein" facilitó el establecimiento de un resultado pro-Newton al interpretar generosamente su teoría para predecir alguna desviación de la luz (la mitad de la predicción de Einstein) cuando probablemente predijo ninguno.

Mientras lo leía, a veces me preocupaba que Kennefick fuera como el Eddington del mito cínico: alguien que quería probar una tesis (reivindicando la reivindicación de Einstein por parte de Eddington) y tenía acceso a muchos más datos sobre la cuestión que nadie. capaz de ordenarlo para hacer su argumento. Dicho esto, era una "preocupación a veces" porque el argumento parecía convincente y gran parte de la versión más oscura de "conocimiento medio" parece provenir de personas que abordaron el tema de manera mucho más superficial y casual.

Esta reivindicación de Eddington es solo una parte del libro. El libro también es una historia meticulosa de Eddington, eclipsa la astronomía y sus dificultades, ascenso y posterior caída, y más de lo que nunca había leído en una historia científica o popularización y fue particularmente fascinante.

Lo más interesante, sin embargo, fue la discusión extensa y reflexiva de lo que todo esto te dice sobre el método científico, la versión de la falsificación de Popper, si la teoría debe guiar la evidencia, cómo los científicos escogen las hipótesis nulas que prueban, cuándo debes dejar de jugar con un experimento, cómo el sesgo científico ayuda y cómo no ayuda. Algunas de estas preguntas se desarrollaron más en su discusión del experimento de Michelson y Morley que produjo los sorprendentes resultados de volcar el éter y los sucesores que intentaron demostrar que el experimento original era incorrecto y restablecer el éter.

La conclusión de esta discusión es que Kennefick muestra que la versión simple de Popper de la ciencia es incorrecta porque nunca se sabe realmente si se ha falsificado una teoría o se ha realizado un experimento falso, que los experimentadores son mejores cuando aportan sesgos e hipótesis generadas por la teoría a Tengamos en cuenta que la ciencia tiene un aspecto social y cultural importante al menos durante períodos prolongados de tiempo, y que nuestro conocimiento avanza mediante una combinación de teoría, evidencia y otros tipos de evidencia, no solo simples pruebas precisas. En última instancia, esta es una visión mucho más rica, emocionante y realista de la ciencia que la versión simple ("Einstein demostró tener razón") o la versión mediana ("La prueba de Einstein fue fraudulenta") de la historia. . más


Flexión de la luz

La segunda prueba que sugirió Einstein requería observar bien el sol o, más bien, la luz de las estrellas que pasaba cerca de él. GR dice que un campo gravitacional fuerte como el del sol "distorsiona" el espacio-tiempo. La luz de las estrellas que pasa por delante del sol debería ser ligeramente desviada por el espacio-tiempo deformado de nuestra estrella, y esa desviación debería ser medible, pensó Einstein.

En 1919, estaba previsto que ocurriera un eclipse solar con la silueta del sol recortada contra el cúmulo estelar de las Híades. Esto ofreció una oportunidad ideal para probar la idea de la desviación, ya que el eclipse bloquearía convenientemente gran parte del sol y la luz y las posiciones de las estrellas de las Híades en el cielo eran bien conocidas. El astrofísico británico Arthur Eddington vio su oportunidad. Tomando posiciones frente a la costa de África y en Brasil, Eddington y sus colegas midieron simultáneamente la luz del cúmulo mientras pasaba rozando el sol. Aunque no son exactas, las mediciones del equipo & # x27 coincidieron lo suficientemente bien con las predicciones de Einstein & # x27 como para demostrar que tenía razón. El experimento fue noticia de primera plana y, de la noche a la mañana, Einstein se hizo mundialmente famoso.

Las pruebas de este tipo de "lentes gravitacionales", en las que la curvatura del espacio-tiempo de un cuerpo masivo desvía la luz de objetos más distantes, han continuado desde entonces. Uno de los experimentos más recientes ocurrió en 2005. Edward Fomalont del Observatorio Nacional de Radioastronomía y sus colegas utilizaron una red global de radiotelescopios para medir la curvatura de las ondas de radio por la gravedad del sol. Su precisión fue extraordinaria: el estudio confirmó la cantidad de deflexión predicha por GR a un nivel de 0.03 por ciento.

Una impresión artística de Sirius B (punto azul a la derecha de la imagen) y su estrella compañera masiva, Sirius A. El diámetro de Sirius B & # x27s es de solo 7.500 millas, menos que el de la Tierra.


El movimiento de mercurio

Figura 1. Bamboleo de Mercurio: El eje principal de la órbita de un planeta, como Mercurio, gira ligeramente en el espacio debido a diversas perturbaciones. En el caso de Mercurio, la cantidad de rotación (o precesión orbital) es un poco mayor de lo que pueden explicar las fuerzas gravitacionales ejercidas por otros planetas, esta diferencia se explica precisamente por la teoría general de la relatividad. Mercurio, siendo el planeta más cercano al Sol, tiene su órbita más afectada por la deformación del espacio-tiempo cerca del Sol. El cambio de órbita a órbita se ha exagerado significativamente en este diagrama.

De los planetas de nuestro sistema solar, Mercurio orbita más cerca del Sol y, por lo tanto, es el más afectado por la distorsión del espacio-tiempo producida por la masa del Sol. Einstein se preguntó si la distorsión podría producir una diferencia notable en el movimiento de Mercurio que no fue predicha por la ley de Newton. Resultó que la diferencia era sutil, pero definitivamente estaba ahí. Lo más importante es que ya se había medido.

Mercurio tiene una órbita muy elíptica, por lo que está solo a dos tercios del Sol en el perihelio que en el afelio. (Estos términos se definieron en el capítulo sobre órbitas y gravedad). Los efectos gravitacionales (perturbaciones) de los otros planetas en Mercurio producen un avance calculable del perihelio de Mercurio. Lo que esto significa es que cada perihelio sucesivo ocurre en una dirección ligeramente diferente como se ve desde el Sol (Figura 1).

Según la gravitación newtoniana, las fuerzas gravitacionales ejercidas por los planetas harán que el perihelio de Mercurio avance unos 531 segundos de arco (segundos de arco) por siglo. En el siglo XIX, sin embargo, se observó que el avance real es de 574 segundos de arco por siglo. La discrepancia fue señalada por primera vez en 1859 por Urbain Le Verrier, el co-descubridor de Neptuno. Así como las discrepancias en el movimiento de Urano permitieron a los astrónomos descubrir la presencia de Neptuno, se pensó que la discrepancia en el movimiento de Mercurio podría significar la presencia de un planeta interior no descubierto. Los astrónomos buscaron este planeta cerca del Sol, incluso dándole un nombre: Vulcano, en honor al dios romano del fuego. (El nombre se usaría más tarde para el planeta de origen de un personaje famoso en un popular programa de televisión sobre futuros viajes espaciales).

Pero nunca se ha encontrado ningún planeta más cerca del Sol que Mercurio, y la discrepancia seguía molestando a los astrónomos cuando Einstein estaba haciendo sus cálculos. La relatividad general, sin embargo, predice que debido a la curvatura del espacio-tiempo alrededor del Sol, el perihelio de Mercurio debería avanzar un poco más de lo que predice la gravedad newtoniana. El resultado es que el eje principal de la órbita de Mercurio gire lentamente en el espacio debido únicamente a la gravedad del Sol. La predicción de la relatividad general es que la dirección del perihelio debería cambiar en 43 segundos de arco adicionales por siglo. Esto se acerca notablemente a la discrepancia observada, y le dio a Einstein mucha confianza a medida que avanzaba su teoría. El avance relativista del perihelio también se observó posteriormente en las órbitas de varios asteroides que se acercan al Sol.


Sir Arthur Eddington & # 8211 El hombre que probó la relatividad general de Einstein & # 8217

El 22 de noviembre de 1944, el astrofísico y filósofo británico Sir Arthur Stanley Eddington falleció. Se hizo famoso por su expedición del eclipse solar de 1919 a Principe, donde realizó experimentos astrofísicos para dar pruebas de la teoría fundamental de la relatividad general de Albert Einstein.

& # 8220A temperaturas terrestres, la materia tiene propiedades complejas que probablemente resulten más difíciles de desentrañar, pero es razonable esperar que en un futuro no muy lejano seamos competentes para comprender algo tan simple como una estrella. & # 8221
& # 8211 Sir Arthur Eddington

Educación y carrera temprana

Eddington nació el 28 de diciembre de 1882, hijo de un director de escuela que murió cuando Eddington tenía dos años. Ambos padres eran cuáqueros. Después de la muerte de su padre, Eddington se mudó con su madre y su hermana mayor a Weston-super-Mare, donde fue a la escuela. Sus maestros incluyeron a Arthur Schuster y Horace Lamb. Ganó varios premios en la universidad y se le otorgó una licenciatura en ciencias con las mejores calificaciones en 1902. Luego pasó al Trinity College de la Universidad de Cambridge con una beca donde Edmund Taylor Whittaker, Alfred North Whitehead y Ernest William Barnes fueron sus maestros. . En los exámenes Tripos de matemáticas en 1904 se convirtió en Bester (Senior Wrangler). En 1905 recibió su título de Master & # 8217s (MA) e investigó Descarga Termiónica en el Laboratorio Cavendish, pero pronto se cambió a las matemáticas y la astronomía e investigó en el Observatorio Real de Greenwich. En 1907 recibió el Premio Smith por un ensayo sobre el movimiento adecuado de las estrellas y se convirtió en miembro del Trinity College. En 1913 sucedió a George Howard Darwin como Profesor Plumian de Astronomía en Cambridge y al año siguiente se convirtió en Director del Observatorio de Cambridge. Durante la Primera Guerra Mundial, el joven astrónomo mantuvo sus puntos de vista pacifistas y pidió a todos los científicos que lo pensaran dos veces y que no permitieran que la guerra limitara las posibilidades científicas.

Teoría de Eddington y Einstein & # 8217s

También fue durante la guerra, cuando Eddington recibió cartas sobre la Teoría General de la Relatividad de Einstein y, como era uno de los pocos científicos capaces de comprender la teoría compleja, se convirtió en un gran partidario de la relatividad. La teoría general de la relatividad postula que una masa del tamaño del sol debe poder doblar significativamente el espacio circundante. Esto significa que las estrellas que están cerca del Sol cuando se ven desde la Tierra aparecerían ligeramente desplazadas porque los rayos de luz serían desviados por el campo gravitacional del Sol. Sin embargo, para observar este efecto, es necesario un eclipse solar total, porque es imposible una observación óptica de las estrellas en el entorno de la luz del sol brillante. Por lo tanto, Eddington viajó a África para observar el eclipse solar del 29 de mayo de 1919. Otro equipo de la expedición observó simultáneamente el eclipse solar de Sobral en Brasil. Las observaciones de Eddington fueron complicadas por las nubes, pero logró tomar fotografías. En el siguiente análisis, Eddington los interpretó como una confirmación de la teoría de Einstein. Sin embargo, evaluaciones posteriores llegaron a la conclusión de que las observaciones en ese momento eran demasiado inexactas.

Una de las fotografías de Eddington & # 8217 del eclipse solar total del 29 de mayo de 1919, presentada en su artículo de 1920 anunciando su éxito, confirmando la teoría de Einstein & # 8217 de que la luz & # 8220 se dobla & # 8221

Logros adicionales

Otro hito en la carrera de Eddington fue su definición de la llamada & # 8216 luminosidad de Eddington & # 8216 de las estrellas, que demostró que casi todas las estrellas se comportan como & # 8216 gases ideales & # 8216 y que la temperatura interna de una estrella tiene ser millones de grados. Como partidario de la teoría de un universo en expansión influenciado por Edwin Hubble, todavía rechazaba la teoría del Big Bang y prefería la constante cosmológica de Einstein, una modificación de su teoría de la relatividad general. [9]

Eddington publicó varios libros y dio una gran cantidad de charlas públicas, que fueron muy populares por su forma entretenida de presentar los temas relativamente secos y matemáticos. También participó activamente en la escritura creativa y compuso una parodia del poema & # 8216El Rubaiyat de Omar Khayyam& # 8216 sobre el experimento del eclipse solar que lo hizo famoso:

Oh, deja a los sabios nuestras medidas para cotejar
Al menos una cosa es segura, la LUZ tiene PESO
Una cosa es segura, y el resto debate & # 8211
Los rayos de luz, cuando están cerca del sol, NO VAN DERECHO

Pero Eddington no solo es conocido por sus importantes contribuciones al campo de la astronomía y sus entretenidos libros científicos. También fue un filósofo al que le gustaba discutir sus problemas matemáticos en un sentido filosófico después de sus conferencias. Además de sus obras astrofísicas, Eddington también escribió varios tratados filosóficos. Prefería la comprensión teórica de la naturaleza a la experimentación y la observación. Hacia el final de su carrera, sin embargo, su preocupación por las relaciones numéricas de las constantes naturales encontró rechazo e incluso le valió el ridículo de sus compañeros físicos. También trató de encontrar una síntesis de la teoría de la relatividad y la mecánica cuántica que tampoco fue bien recibida por los físicos. Debido a su gran popularidad y sus logros científicos, Arthur Stanley Eddington fue nombrado caballero, un cráter lunar recibió su nombre, así como el asteroide 2761, y recibió la Medalla Real de la Royal Society.

En la búsqueda de videos académicos de yovisto, puede obtener más información sobre la expedición de Arthur Eddington en 1919 en la charla del profesor Peter Cole sobre & # 8216Einstein, Eddington y las expediciones Eclipse de 1919 & # 8217.

Sir Arthur Stanley Eddington murió el 22 de noviembre de 1944, a la edad de 61 años y fue enterrado en el Cementerio de la Parroquia de Ascensión en Cambridge.


24.3 - Pruebas de relatividad general

Que Einstein propuesto fue nada menos que una gran revolución en nuestra comprensión del espacio y el tiempo. Era una nueva teoría de la gravedad, en la que la masa determina la curvatura del espacio-tiempo y esa curvatura, a su vez, controla cómo se mueven los objetos. Como todas las nuevas ideas en la ciencia, no importa quién las presente, la teoría de Einstein tuvo que ser probada comparando sus predicciones con la evidencia experimental. Esto fue todo un desafío porque los efectos de la nueva teoría eran evidentes solo cuando la masa era bastante grande. (Para masas más pequeñas, requería técnicas de medición que no estarían disponibles hasta décadas después).

Cuando la masa distorsionadora es pequeña, las predicciones de la relatividad general deben coincidir con las resultantes de la ley de Newton de la gravitación universal, que, después de todo, nos ha servido admirablemente en nuestra tecnología y en la guía de sondas espaciales a otros planetas. En territorio familiar, por tanto, las diferencias entre las predicciones de los dos modelos son sutiles y difíciles de detectar. Sin embargo, Einstein pudo demostrar una prueba de su teoría que se podría encontrar en los datos existentes y sugerir otra que sería probada pocos años después.

El movimiento de mercurio

De los planetas de nuestro sistema solar, Mercurio órbita más cercana al Sol y, por lo tanto, es el más afectado por la distorsión del espacio-tiempo producida por la masa del Sol. Einstein se preguntó si la distorsión podría producir una diferencia notable en el movimiento de Mercurio que no fue predicha por la ley de Newton. Resultó que la diferencia era sutil, pero definitivamente estaba ahí. Lo más importante es que ya se había medido.

Mercurio tiene una órbita muy elíptica, por lo que está solo a dos tercios del Sol en el perihelio que en el afelio. (Estos términos se definieron en el capítulo sobre órbitas y gravedad). Los efectos gravitacionales (perturbaciones) de los otros planetas en Mercurio producen un avance calculable del perihelio de Mercurio. Lo que esto significa es que cada perihelio sucesivo ocurre en una dirección ligeramente diferente como se ve desde el Sol (Figura).

Bamboleo de Mercurio.

Figura 1. El eje principal de la órbita de un planeta, como Mercurio, gira ligeramente en el espacio debido a diversas perturbaciones. En el caso de Mercurio, la cantidad de rotación (o precesión orbital) es un poco mayor de lo que pueden explicar las fuerzas gravitacionales ejercidas por otros planetas, esta diferencia se explica precisamente por la teoría general de la relatividad. Mercurio, siendo el planeta más cercano al Sol, tiene su órbita más afectada por la deformación del espacio-tiempo cerca del Sol. El cambio de órbita a órbita se ha exagerado significativamente en este diagrama.

Según la gravitación newtoniana, las fuerzas gravitacionales ejercidas por los planetas harán que el perihelio de Mercurio avance unos 531 segundos de arco (segundos de arco) por siglo. En el siglo XIX, sin embargo, se observó que el avance real es de 574 segundos de arco por siglo. La discrepancia fue señalada por primera vez en 1859 por Urbain Le Verrier, el co-descubridor de Neptuno. Así como las discrepancias en el movimiento de Urano permitieron a los astrónomos descubrir la presencia de Neptuno, se pensó que la discrepancia en el movimiento de Mercurio podría significar la presencia de un planeta interior no descubierto. Los astrónomos buscaron este planeta cerca del Sol, incluso dándole un nombre: Vulcano, en honor al dios romano del fuego. (El nombre se usaría más tarde para el planeta de origen de un personaje famoso en un popular programa de televisión sobre futuros viajes espaciales).

Pero nunca se ha encontrado ningún planeta más cerca del Sol que Mercurio, y la discrepancia todavía molestaba a los astrónomos cuando Einstein estaba haciendo sus cálculos. La relatividad general, sin embargo, predice que debido a la curvatura del espacio-tiempo alrededor del Sol, el perihelio de Mercurio debería avanzar un poco más de lo que predice la gravedad newtoniana. El resultado es que el eje principal de la órbita de Mercurio gire lentamente en el espacio debido únicamente a la gravedad del Sol. La predicción de la relatividad general es que la dirección del perihelio debería cambiar en 43 segundos de arco adicionales por siglo. Esto se acerca notablemente a la discrepancia observada, y le dio a Einstein mucha confianza a medida que avanzaba su teoría. El avance relativista del perihelio también se observó posteriormente en las órbitas de varios asteroides que se acercan al Sol.

Desviación de la luz de las estrellas

La segunda prueba de Einstein era algo que no se había observado antes y, por lo tanto, proporcionaría una excelente confirmación de su teoría. Dado que el espacio-tiempo es más curvo en las regiones donde el campo gravitacional es fuerte, esperaríamos que la luz que pasa muy cerca del Sol parezca seguir una trayectoria curva (Figura), como la de la hormiga en nuestra analogía. Einstein calculó a partir de la teoría de la relatividad general que la luz de las estrellas que roza la superficie del Sol debería desviarse en un ángulo de 1,75 segundos de arco. ¿Podría observarse tal desviación?

Curvatura de los caminos de luz cerca del sol.

Figura 2. La luz de las estrellas que pasa cerca del Sol es ligeramente desviada por la "deformación" del espacio-tiempo. (Esta desviación de la luz de las estrellas es un pequeño ejemplo de un fenómeno llamado lente gravitacional, que discutiremos con más detalle en La evolución y distribución de las galaxias). Antes de pasar por el Sol, la luz de la estrella viajaba paralela a la parte inferior. borde de la figura. Cuando pasó cerca del Sol, el camino se alteró levemente. Cuando vemos la luz, asumimos que el rayo de luz ha viajado en línea recta a lo largo de su viaje, por lo que medimos que la posición de la estrella es ligeramente diferente de su posición real. Si observáramos la estrella en otro momento, cuando el Sol no está en el camino, mediríamos su verdadera posición.

Nos encontramos con un pequeño "problema técnico" cuando intentamos fotografiar la luz de las estrellas acercándose mucho al Sol: el Sol es una fuente de luz de las estrellas escandalosamente brillante. Pero durante un eclipse solar total, gran parte de la luz del Sol se bloquea, lo que permite fotografiar las estrellas cercanas al Sol. En un artículo publicado durante la Primera Guerra Mundial, Einstein (escribiendo en una revista alemana) sugirió que las observaciones fotográficas durante un eclipse podrían revelar la desviación de la luz que pasa cerca del Sol.

La técnica consiste en tomar una fotografía de las estrellas seis meses antes del eclipse y medir la posición de todas las estrellas con precisión. Luego se fotografían las mismas estrellas durante el eclipse. Aquí es cuando la luz de las estrellas tiene que viajar hacia nosotros bordeando el Sol y moviéndose a través del espacio-tiempo considerablemente deformado. As seen from Earth, the stars closest to the Sun will seem to be “out of place”—slightly away from their regular positions as measured when the Sun is not nearby.

A single copy of that paper, passed through neutral Holland, reached the British astronomer Arthur S. Eddington, who noted that the next suitable eclipse was on May 29, 1919. The British organized two expeditions to observe it: one on the island of Príncipe, off the coast of West Africa, and the other in Sobral, in northern Brazil. Despite some problems with the weather, both expeditions obtained successful photographs. The stars seen near the Sun were indeed displaced, and to the accuracy of the measurements, which was about 20%, the shifts were consistent with the predictions of general relativity. More modern experiments with radio waves traveling close to the Sun have confirmed that the actual displacements are within 1% of what general relativity predicts.

The confirmation of the theory by the eclipse expeditions in 1919 was a triumph that made Einstein a world celebrity.

Conceptos clave y resumen

​In weak gravitational fields, the predictions of general relativity agree with the predictions of Newton’s law of gravity. However, in the stronger gravity of the Sun, general relativity makes predictions that differ from Newtonian physics and can be tested. For example, general relativity predicts that light or radio waves will be deflected when they pass near the Sun, and that the position where Mercury is at perihelion would change by 43 arcsec per century even if there were no other planets in the solar system to perturb its orbit. These predictions have been verified by observation.


Sir Arthur Eddington's experiment.PNG


Sir Isaac Newton's theory of gravity predicts that the path of starlight should bend 0.87 arcseconds as it passes the sun's edge. An arcsecond is 1/60 of an arcminute, or 1/3600 of a degree, a very small angle. In Newton's theory, gravity is a force between two objects, proportional to the product of the masses and inversely proportional to the square of the distance between. Light, which Newton thought to be a particle with mass, would therefore be pulled toward the mass of the Sun as it flew by.

Albert Einstein's theory of gravity is radically different. Gravity isn't a force. Instead, Einstein conjectured, it is a feature of spacetime geometry. Einstein's theory predicts a deflection angle of 1.75 arcseconds for starlight grazing the Sun.

The eclipse during which Eddington tested Einstein's prediction occurred on May 29, 1919. I imagine Eddington and his fellow experimenters wringing their hands in the morning. It was cloudy in Sobral. In Principe, where Eddington was stationed, "there was a very heavy thunderstorm from about 10 a.m. to 11.30 a.m.—a remarkable occurrence at that time of year" (Dyson et al. 1920). The men must have been worried. This was no family excursion like I experienced in 1979. These were costly expeditions with a grand purpose. Fortunately, at both locations, the clouds were thin and intermittent during totality, and satisfactory photographs were obtained.

Eddington and company analysed their data and declared victory in a report read to the Joint Permanent Eclipse Committee of the Royal Society and the Royal Astronomical Society on November 6, 1919, in London. The measured deflections at the Sun's edge were 1.98 ± 0.12 arcseconds from Sobral and 1.61 ± 0.30 arcseconds from Principe. Of the two most likely outcomes—0.87 arcseconds from Newton's theory and 1.75 arcseconds from Einstein's theory—the results were closer to 1.75 arcseconds. "Einstein Theory Triumphs" was a headline in the November 10 issue of The New York Times.

Modern Eddington Experiment

The next total eclipse in the United States is August 21, 2017. I start fantasising about performing Eddington's 1919 experiment. My bubble is burst when I read on NASA's Testing General Relativity website that this is a very hard project for the unskilled amateur. A link is provided to an article by a skilled astronomer, Donald Bruns, who will perform the experiment near the top of Casper Mountain in Wyoming. Donald introduces me to a group collaborating to perform the Modern Eddington Experiment at locations from Oregon to Georgia. The group organizer, Toby Dittrich, is a physics professor at the Sylvania campus of Portland Community College, which is less than a mile from my home! I attend his lecture on the subject and join the group's email exchange. I may not be able to perform the experiment myself, but I'd love to see it done. I arrange to observe Richard Berry, former Editor of Astronomy Magazine, and his team perform the Modern Eddington Experiment in Lyons, Oregon, near Salem.

General Relativity

Before I witness the experiment, I study relativity. I start with special relativity, which Einstein gave us in 1905. Increments of time and space, it turns out, are not absolutes. You and I will measure different increments of time and calculate different increments of distance between two events if we’re moving at different speeds (this effect isn’t noticeable for the common speed differences we experience). Increments of spacetime, the mathematical fusion of space and time, are absolute. You and I will calculate the same spacetime increment between two events regardless of our different speeds.

Special relativity is the special case where mass doesn’t change spacetime. I need a basic understanding of the general case where mass does change spacetime, because it is the mass of the Sun - through its influence on spacetime - that causes starlight to bend in the eclipse experiment. In spacetime, objects that are free from other forces move in straight lines. The main idea of general relativity is that mass causes spacetime to curve. If an object moves in a straight line in spacetime, and the spacetime through which it moves is curved, then the path of the object from a distant perspective will appear curved. The classic analogy, considering the curvature of space only, is travel on the surface of the Earth. Someone walking south to north along a meridian is walking in a straight line from their point of view. From the perspective of someone out in space, the walker is following a curved path.

While it is proper to recognise spacetime as a unified quantity, it is helpful to contemplate time and space separately when following the progression of predictions for the eclipse experiment outcome. First, consider time and its curvature, then space and its curvature.

In 1911, Einstein had the time part understood. The time part arises from the equivalence principle, one of Einstein's aha moments, which equates the experience and physical laws within a uniform acceleration to those within a uniform gravitational field of equal magnitude. Richard Feynman, Nobel Laureate in 1965, used a thought experiment involving a rocket to demonstrate an implication of the equivalence principle on time (Gottlieb and Pfeiffer, 2013).

Imagine you and I are in a rocket in deep space accelerating "upward." I'm at the top and you're at the bottom of the rocket. We both have clocks and lasers. Every time a second passes on my clock, I send a laser pulse down towards you. Because the rocket is accelerating upward, you receive my pulses faster than the seconds pass on your clock. If you forget that the rocket is accelerating, you'd think that time up where I am must be moving faster than it is down where you are. Now you send a laser pulse up toward me every time a second passes on your clock. Because the rocket is accelerating upward, I receive your pulses slower than the seconds pass on my clock. If I forget that the rocket is accelerating, I'd think that time down where you are must be moving slower than it is up where I am.

The equivalence principle says that the experience I just described must be the same if, instead of accelerating in space, the rocket is parked on a planet where the acceleration due to gravity is equivalent. You would think that time moves faster up where I am, and I would think that time moves slower down where you are. The mass of the planet makes this so.

What does this mean for light waves passing by the sun? Take the perspective from outer space: since time slows down close to the massive sun, the speed of light appears to slow down. Arthur Eddington described the resulting effect like this (Eddington 1920):

“The wave-motion in a ray of light can be compared to a succession of long straight waves rolling onward in the sea. If the motion of the waves is slower at one end than the other, the whole wave-front must gradually slew round, and the direction in which it is rolling must change. In the sea this happens when one end of the wave reaches shallow water before the other, because the speed in shallow water is slower. It is well known that this causes waves proceeding diagonally across a bay to slew round and come in parallel to the shore the advanced end is delayed in the shallow water and waits for the other. In the same way when the light waves pass near the sun, the end nearest the sun has the smaller velocity and the wave-front slews round thus the course of the waves is bent.”

In 1911, considering the curvature of time alone, Einstein predicted that the amount by which “the course of the waves is bent” in the eclipse experiment, for light waves grazing the sun, would be 0.87 arcseconds, the same value calculated using Newton’s theory. This is not the correct answer. General relativity was not yet complete.

Mass causes space to curve too. We need to include the curvature of space piece in order to accurately predict the deflection angle in the eclipse experiment. The mass of the sun causes space nearby to stretch.

Here's an analogy to help visualise this. Imagine a bowling ball resting in the centre of a trampoline. The bowling ball stretches the trampoline. This is an imperfect comparison. The real way in which the space around a massive body like the sun is deformed is beyond my capacity of visualisation. Space doesn't actually stretch "down" as in the trampoline analogy, but space does indeed deform.

Now we can ask the same question we did before, when considering the curvature of time, but now for the curvature of space: What does this mean for light waves passing by the sun? Again, take the perspective from outer space, and pretend we don’t see the stretched space near the sun. The light is traveling over an elongated distance that we don’t see, and so to us it appears that the speed of the light slows down. More slowing means more slewing.

In 1915, Einstein's completed theory of general relativity had both parts: the curvature of time and of space due to mass. Using the completed theory, the total deflection angle of starlight in the eclipse experiment is calculated to be 1.75 arcseconds.

Eclipse Day

The morning of August 21, 2017, I'm at Richard Berry's Alpaca Meadows Observatory in Oregon, in a pasture of alpaca-mowed yellow grass. Cars are whizzing by on Highway 22 behind a row of Douglas firs. Last night eleven scientists and artists gathered in the ranch house on the other side of a dry creek, where Richard and Eleanor Berry hosted a cosy dinner. This morning I'm hovering around Jacob Sharkansky, Abraham Salazar, and the Tele Vue Genesis telescope and STT-8300M computer-controlled camera they will use to photograph the deflected positions of stars during totality.

Jacob and Abraham are students at Portland Community College. They are remarkable young men. Jacob is a shy 17-year-old earning his high school diploma from the community college while taking college-level classes. Abraham is a 33-year-old civil engineering major who worked ten years in construction and has a family with two kids, one a newborn. They both were inspired to perform the Modern Eddington Experiment in Toby Dittrich's physics class.

There isn't a cloud in the sky today. The team's major concern is the focus of the telescope, which depends on temperature. They have plenty of experience focusing on stars during the cool night, but none during the mid-morning of a warm August day. It will cool down some during totality still, the best focus setting is a bit of a guessing game.

The partial eclipse starts 72 minutes before totality. Ten minutes before totality, all the observers start finding their spots and conversing in muted voices. Shadows on the ground sharpen. Two minutes before totality, Richard gives the order: "Get to your stations." Jacob starts pacing around the small wood shed sheltering the computer connected to the camera. There are no cars driving on the highway now. Ten seconds before totality, Abraham removes the filter protecting the camera from the sunlight. I gasp at totality and utter something I can't - and probably don't want to - remember. I see, with my naked eye, two short red hairs on the rim of the sun. These must be solar prominences from the sun spots Richard pointed out prior to totality.

The telescope camera, automated by the computer, takes 2-degree by 1.5-degree photos at various exposure durations: 0.1, 0.6, 1.0, and 1.6 seconds. The goal is to see stars within a donut around the sun. Outside the donut, the starlight deflection due to the sun's gravity is too small to measure. Inside the donut, stars can't be seen through the brightness of the corona. Like the telescope focus, the ideal camera exposure duration is uncertain. The camera needs time to capture enough starlight to locate the center of each star, but not so much time that the corona washes out the starlight. Before totality ends, the telescope turns away and photographs a group of star positions uninfluenced by the sun's gravity (this is the eclipse reference image).

I see a diamond ring, and totality is over. It could not have lasted long enough! The Modern Eddington Experiment team is elated. Jacob is striding laps around all the equipment in the pasture, grinning. The team captured 23 images of stars around the blocked sun. The data collection phase of the experiment is complete. We all stand in a row and shoot photos of the exhilarated trio and their telescope. The men are relieved at having executed the procedure they had rehearsed over the last three months. Now comes the challenging work of analysing the data.


Summary

In weak gravitational fields, the predictions of general relativity agree with the predictions of Newton&rsquos law of gravity. However, in the stronger gravity of the Sun, general relativity makes predictions that differ from Newtonian physics and can be tested. For example, general relativity predicts that light or radio waves will be deflected when they pass near the Sun, and that the position where Mercury is at perihelion would change by 43 arcsec per century even if there were no other planets in the solar system to perturb its orbit. These predictions have been verified by observation.


Ver el vídeo: El eclipse de sol de 1919 (Diciembre 2022).