La oss starte med ? se p? et viktig historisk event: En solform?rkelse sett fra en planet kalt Tellus i galaksen Melkeveien i 1919, ga en av de f?rste mulighetene til ? teste gyldigheten av Einstein's teori. Stjerner som befinner seg veldig n?rme andre stjerner vil normalt ikke bli sett, da lyset fra den n?rmeste stjernen vil overd?ve lyset fra den fjerneste. Lys fra stjerner som befinner seg veldig n?rme den n?rmeste stjernen p? himmelen vil bli betydelig p?virket av gravitasjonsfeltet til denne n?rmeste stjernen. Denne enste muligheten vi har til ? faktisk se disse stjernene er i l?pet av en solform?rkelse. Lyset fra den n?rmeste stjernen vil da bli blokkert, og stjernene som befinner seg i n?rheten blir synlige. Som nevnt vil lyset fra disse stjernene bli avb?yd av den n?rmeste stjernas gravitasjonsfelt om det passerer n?rme overflaten til denne stjernen. Denne avb?yningen vil faktisk vil endre posisjonen il stjernen p? himmelen! Dette m? vi se litt n?rmere p?.
Figur 1 viser situasjonen beskrevet over, og hvorfor den tilsynelatende posisjonen til den bakerste stjernen er forskj?vet. P? grunn av lysavb?yningen for?rsaket av den n?rmeste stjernen, vil vi alts?, om vi befinner oss p? en planet plassert som i figur 1, oppleve at stjernen befinner seg lenger borte fra den n?rmeste stjernen, enn det den egentlig gj?r.
Vi vet (jada, det gj?r vi, ikke tenk mer p? det) at lyset vil bli avb?yd med en vinkel p? \(α = {4M \over R}\). Hva blir egentlig vinkelforskyvningen p? himmelen, alts? Δφ (se figuren)? Se for deg at du tar tak i stjerne 1 og drar den langt, langt bakover mens alt annet holder seg i ro. Da er det f?rste vi kan merke oss, at om om avstanden til den bakerste stjernen g?r mot uendelig, s? vil γ → 90°. Vi vet at avstanden mellom de to stjernene er ekstremt stor, s? det vil v?re en god tiln?rming ? sette γ = 90°. Da f?r vi at β = 90° - Δφ. Vinkelsummen i en trekant er som kjent 180°. Trekanten ovenfor viser da at vi kan sette α + β + 90° = 180° ? β = 90° - α. Vi har n? to uttrykk for vinkelen β, og kan sette disse lik hverandre:
90° - Δφ = 90° - α ? Δφ = α
Vinkelforskyvningen p? himmelen vil alts? v?re like stor som vinkelen p? lysavb?yningen! Hvor store verdier kan vi egentlig forvente for vinkelfoskyvningen til posisjonen til en slik stjerne, om vi antar at lyset passerer veldig n?rme overflaten til hovedstjernen? La oss bruke v?r egen stjerne Pjokknes som et eksempel! Da har vi en masse p? M = 4.2158 ? 1030, og en radius p? omtrent R = 1492715089 m. Husker du hvordan vi behandlet tid og rom p? samme m?te i den spesielle relativitetsteorien, og m?lte disse i samme enheter? P? samme m?te kan vi utrolig nok finne massen til et objekt uttrykt i meter! Dette gj?r vi ved hjelp av sammenhengen Mm/Mkg = \({G \over c^2}\) som gir at 1 kg = 7.42 ? 10-28 m. Massen til Pjokknes kan da uttrykkes som M = 3128.1 kg. Med Δφ = \(α = {4M \over R}\) f?r vi
\(α = {4 * 3128 \over 1492715089} rad * {180 \over π}\)= 5.02 ? 10-3 °
N?r vi innenfor bla. astrofysikken jobber med s? sm? vinkler som dette, blir det litt rart ? uttrykke vinklene i grader. Vi bruker derfor som regel det som kalles bueminutter og buesekunder. Et bueminutt (betegnes med ') tilsvarer \({1 \over 60}\) av en grad (°), et buesekund (betegnes med '') tilsvarer \({1 \over 60}\) av et bueminutt igjen, og vi kan skrive 1'' = antall grader ? 3600. For ? forst? hvor lite et buesekund faktisk er, s? tilsvarer det bredden av en norsk énkroning sett p? en avstand p? omtrent 5 km. Med andre ord, ekstremt lite. I v?rt tilfelle vil vi da f? at vinkelforskyvningen til en stjerne som befinner seg mer eller mindre rett bak Pjokknes, vil bli α = 18.08''.
Da vil jeg helt til slutt takke Albert Einstein for ? f?rst ha fremst ha tullet med alt vi noen gang har trodd var sant, men ogs? for ? ha l?rt oss utrolig mange kule ting om universet rundt oss, og rett og slett litt om hvordan livet faktisk fungerer. P? en m?te.
Neste gang blir siste gang du h?rer fra meg. Okei, det ble litt mer dramatisk enn jeg forestilte meg. Men det neste innlegget blir det siste.
Bloggis