Odpowiedź:
Skutki grawitacji ciał niebieskich pomagają działać jako soczewka, załamując światło podobnie jak
Wyjaśnienie:
Ogólnie jednak efekty soczewkowania grawitacyjnego są znacznie bardziej widoczne dla światła pochodzącego z odległych obiektów.
Ponieważ grawitacja może wpływać na ścieżkę światła (która porusza się po linii prostej z powodu prawa propagacji prostoliniowej), ponieważ światło przechodzi wokół obiektu niebieskiego ze znaczną grawitacją, ścieżka światła jest wygięta, tak jak podczas przechodzenia przez cienki lub gruby obiektyw.
W zależności od kąta i kierunku, w którym światło przechodzi przez (powiedzmy) gromadę galaktyk, światło z (powiedzmy) jeszcze większej supernowej zostanie załamane przez grawitacyjne efekty gromady galaktyk leżące między odległą supernową a obserwacją sprzęt na Ziemi.
W rzeczywistości powyższa sytuacja była dokładnie tym, co wydarzyło się kilka lat temu w 2015 r. - kiedy grupa naukowców zdołała wykryć obrazy supernowej poddanej ciężkiemu soczewkowaniu grawitacyjnemu, pozwalając im obserwować supernową z wielu perspektyw w końcowych momentach to jest życie. Oto obraz:
Naukowcy nazwali go „Einstein Cross” po Einsteinie, który przewidział, że skutki grawitacji mogą działać jako soczewka światła.
Gęstość jądra planety to rho_1, a zewnętrznej powłoki rho_2. Promień rdzenia wynosi R, a planety 2R. Pole grawitacyjne na zewnętrznej powierzchni planety jest takie samo jak na powierzchni rdzenia, jaki jest stosunek rho / rho_2. ?
3 Przypuśćmy, że masa rdzenia planety wynosi m, a zewnętrzna powłoka jest m 'Więc pole na powierzchni rdzenia jest (Gm) / R ^ 2 I na powierzchni skorupy będzie (G (m + m ')) / (2R) ^ 2 Podane, oba są równe, więc, (Gm) / R ^ 2 = (G (m + m')) / (2R) ^ 2 lub, 4 m = m + m 'lub, m' = 3m Teraz, m = 4/3 pi R ^ 3 rho_1 (masa = objętość * gęstość) i, m '= 4/3 pi ((2R) ^ 3-R ^ 3) rho_2 = 4 / 3 pi 7R ^ 3 rho_2 Stąd, 3m = 3 (4/3 pi R ^ 3 rho_1) = m '= 4/3 pi 7R ^ 3 rho_2 So, rho_1 = 7/3 rho_2 lub (rho_1) / (rho_2 ) = 7/3
Jakie fale grawitacyjne pomogą astronomom studiować?
Wykrywanie fal grawitacyjnych otwiera nowy sposób studiowania wszechświata. Astronomia z promieniowaniem elektromagnetycznym światło widzialne, promienie Gama, promienie X podczerwone itp. Astronomia Neutrino teraz fale grawitacyjne. Zderzenie czarnych dziur. gwiazdy neutronowe, wybuchy supernowych. i takie wybuchy o dużej energii.
Kiedy siły grawitacyjne i opór powietrza wyrównają się na obiekcie spadającym w kierunku Ziemi i obiekt przestaje przyspieszać, jaka jest prędkość obiektu zwanego?
Prędkość końcowa Grawitacja początkowo przyspiesza obiekt spadający z prędkością 32 (ft) / s ^ 2 Im szybciej obiekt spada, tym większy opór powietrza. Prędkość końcowa jest osiągana, gdy siła spowodowana oporem powietrza (w górę) jest równa sile grawitacji (w dół). Przy prędkości końcowej nie ma siły netto, a zatem nie ma dalszego przyspieszenia.