Astronomie

La lentille gravitationnelle du Soleil a-t-elle été observée dans d'autres éclipses solaires que celle de 1919 ?

La lentille gravitationnelle du Soleil a-t-elle été observée dans d'autres éclipses solaires que celle de 1919 ?

En 1919, la lentille gravitationnelle du Soleil a été observée lors d'une éclipse totale de Soleil. Quelqu'un a-t-il observé la lentille dans d'autres éclipses totales ? L'année dernière, il y a eu une éclipse totale au Chili et de nombreux scientifiques l'ont observée. Ont-ils aussi vu les étoiles à différents endroits ? Je veux dire, aujourd'hui, il doit être encore plus facile de l'observer avec les télescopes actuels ou quelque chose du genre. Mais il n'y a aucune mention d'autres observations que celle de 1919, n'est-ce pas ?


Oui, des observations de ce genre sont à la portée technique des astronomes amateurs. Plusieurs groupes ont réussi à reproduire l'expérience lors de l'éclipse de 2017 qui a traversé les États-Unis.

Par exemple, Donald Bruns a mesuré des déviations de 2,8 secondes d'arc de plusieurs étoiles.

La Nasa a publié une page "Comment faire" pour tous ceux qui souhaitent tester eux-mêmes GR.


Il y a 100 ans, une expérience d'éclipse solaire totale confirmait la théorie de la relativité d'Einstein

La lumière des étoiles ne se déplaçait pas plus que la largeur d'un quart vu à deux milles de distance.

Il y a cent ans aujourd'hui, au lendemain de la Première Guerre mondiale, un astronome britannique a observé une éclipse solaire à la recherche de signes indiquant qu'un physicien allemand avait peut-être raison au sujet des déformations de l'univers.

Les nouvelles idées théoriques audacieuses appartenaient à Albert Einstein, dont le nom de famille est synonyme de génie. Mais son nom n'a pas toujours produit ce sentiment : les gens doutaient que ses théories décrivent la réalité, et il a fallu une expérience spéciale lors d'une éclipse solaire pour cimenter Einstein en tant que légende de la physique.

Éclipses solaires sont tout aussi miraculeux qu'ils pourraient le ressentir : toutes les quelques années, la lune de la Terre est capable d'effacer complètement et précisément le corps du soleil vu de notre planète. Comme des photos prises par le rover Curiosity de la NASA en mars 2019, soulignent que des planètes comme Mars n'ont pas la même chance, même avec deux lunes avec lesquelles travailler. La position et la taille de la lune terrestre coïncident exactement avec la position et la taille du soleil.

En plus d'être un spectacle, les éclipses solaires offrent l'occasion de faire différents types de recherche, comme étudier le couronne solaire &mdash l'atmosphère extérieure du soleil &mdash ou les réponses de la nature à la lumière tamisée. En 1919, Arthur Eddington et son équipe de recherche ont entrepris de rechercher des signes indiquant que la gravité d'objets massifs pourrait courber la lumière, donnant raison à Einstein et développant positivement la physique théorique au-delà de la mécanique classique d'Isaac Newton.

Si la lumière des étoiles passant devant pouvait être détournée par la masse massive du soleil, les étoiles apparaîtraient dans des positions légèrement différentes lorsqu'elles seraient vues de la Terre après avoir passé le soleil. Mais quand le soleil est dans le ciel, il fait trop clair pour voir les étoiles et mdash à proximité, sauf pour lors d'une éclipse.

Le 29 mai 1919, Eddington a observé une longue éclipse solaire depuis Príncipe, une île au large des côtes de l'Afrique de l'Ouest. Simultanément, les astronomes ont effectué des observations depuis la ville brésilienne de Sobral. L'équipe a utilisé des instruments transportables pour enregistrer où les étoiles du cluster Hyades &mdash qui forment le visage du taureau dans le constellation du Taureau &mdash semblait être dans le ciel et a comparé ces observations avec les notes antérieures d'Eddington sur l'endroit où se trouvent normalement les étoiles lorsqu'elles sont vues dans le ciel nocturne.

À leur plus prononcé, les résultats montreraient un décalage maximal de la lumière des étoiles "équivalent à l'angle sous-tendu par un quart vu à trois kilomètres de distance", écrit l'auteur Ron Cowen dans son nouveau livre, "Gravity's Century" (Harvard University Press, 2019) .

Eddington a fait preuve de créativité avec son instrumentation pour l'expérience spéciale. "L'expédition a utilisé des coelostats, qui sont des miroirs spécialement conçus pour observer le soleil, chargés de réfléchir la lumière dans la lentille du télescope", a déclaré Cowen à Space.com dans un e-mail. "Les miroirs étaient nécessaires parce que les télescopes, pour simplifier les déplacements, n'avaient aucun dispositif mécanique pour entraîner/faire tourner les tubes en acier contenant les lentilles. Normalement, il y aurait un tel dispositif mécanique pour maintenir les télescopes alignés sur une cible pendant que la Terre tournait. Si un télescope ne peut pas tourner, les étoiles se déplacent pendant une exposition photographique et des traînées apparaissent au lieu d'une image nette."

Au lieu d'avoir à déplacer tout le télescope pour maintenir l'instrument fixé sur les Hyades et l'éclipse solaire, un petit dispositif d'horlogerie a déplacé les miroirs pour corriger la rotation de la Terre, a ajouté Cowen.

Lorsque les résultats sont arrivés, les scientifiques ont calculé que la lumière des étoiles des Hyades s'était effectivement déplacée lors du passage du soleil sur un chemin vers la Terre.

Einstein a imaginé cette possibilité &mdash que la gravité d'un objet avec une masse suffisante pourrait plier la lumière &mdash en combinant des équations mathématiques et des expériences de pensée (celles réalisées dans l'imagination) pour déterminer que la lumière semblera voyager à la même vitesse vers n'importe quel ensemble de observateurs qui se déplacent à une vitesse constante. C'est le Théorie de la relativité restreinte.

Mais quand Einstein a commencé à se demander comment la lumière apparaîtrait lorsqu'un observateur accélère, il s'est rendu compte que l'espace et le temps sont tissés dans un continuum unique, et que la gravité fait partie de ce tissu, la gravité est comme le creux dans la surface d'un trampoline (espace-temps) où une balle (objet massif) roule à travers elle. Au fur et à mesure que la balle se déplace en ligne droite, le creux modifie sa trajectoire.


Contenu

Le terme est dérivé du nom grec ancien ἔκλειψις (ékleipsis), qui signifie "l'abandon", "la chute", ou "l'obscurcissement d'un corps céleste", qui est dérivé du verbe ἐκλείπω (ekleípō) qui signifie « abandonner », « assombrir » ou « cesser d'exister », [2] une combinaison du préfixe ἐκ- (ek-), à partir de la préposition ἐκ (ek), "out", et du verbe λείπω (leípō), "être absent". [3] [4]

Pour deux objets quelconques dans l'espace, une ligne peut être prolongée du premier au second. Ce dernier objet bloquera une certaine quantité de lumière émise par le premier, créant une zone d'ombre autour de l'axe de la ligne. En règle générale, ces objets se déplacent les uns par rapport aux autres et à leur environnement, de sorte que l'ombre résultante balaiera une région de l'espace, ne traversant qu'un emplacement particulier de la région pendant un intervalle de temps fixe. Vu d'un tel endroit, cet événement d'ombre est connu sous le nom d'éclipse. [5]

Typiquement, la section transversale des objets impliqués dans une éclipse astronomique est à peu près en forme de disque. [5] La région de l'ombre d'un objet pendant une éclipse est divisée en trois parties : [6]

  • le ombre, dans lequel l'objet recouvre complètement la source lumineuse. Pour le Soleil, cette source lumineuse est la photosphère.
  • le antumbra, s'étendant au-delà de la pointe de l'ombre, à l'intérieur de laquelle l'objet est complètement devant la source lumineuse mais trop petit pour le couvrir complètement.
  • le pénombre, dans lequel l'objet n'est que partiellement devant la source lumineuse.

UNE éclipse totale se produit lorsque l'observateur est dans l'ombre, un éclipse annulaire lorsque l'observateur est dans l'antumbra, et un éclipse partielle lorsque l'observateur est dans la pénombre. Lors d'une éclipse lunaire, seules l'ombre et la pénombre sont applicables, car l'antumbre du système Soleil-Terre se situe bien au-delà de la Lune. De manière analogue, le diamètre apparent de la Terre du point de vue de la Lune est près de quatre fois celui du Soleil et ne peut donc pas produire une éclipse annulaire. Les mêmes termes peuvent être utilisés de manière analogue pour décrire d'autres éclipses, par exemple, l'antumbra de Deimos traversant Mars, ou Phobos entrant dans la pénombre de Mars.

le premier contact se produit lorsque le disque de l'objet à éclipse commence à heurter la source lumineuse deuxième contact c'est quand le disque se déplace complètement à l'intérieur de la source lumineuse troisième contact quand il commence à s'éloigner de la lumière et Quatrième ou alors dernier contact quand il quitte enfin entièrement le disque de la source lumineuse.

Pour les corps sphériques, lorsque l'objet occultant est plus petit que l'étoile, la longueur (L) de l'ombre conique de l'ombre est donnée par :

Rs est le rayon de l'étoile, Ro est le rayon de l'objet occultant, et r est la distance de l'étoile à l'objet occultant. Pour la Terre, en moyenne L est égal à 1,384 × 10 6 km, ce qui est beaucoup plus grand que le demi-grand axe de la Lune de 3,844 × 10 5 km. Ainsi, le cône d'ombre de la Terre peut envelopper complètement la Lune lors d'une éclipse lunaire. [7] Si l'objet occultant a une atmosphère, cependant, une partie de la luminosité de l'étoile peut être réfractée dans le volume de l'ombre. Cela se produit, par exemple, lors d'une éclipse de la Lune par la Terre, produisant une faible illumination rougeâtre de la Lune même en totalité.

Sur Terre, l'ombre projetée lors d'une éclipse se déplace très approximativement à 1 km par seconde. Cela dépend de l'emplacement de l'ombre sur la Terre et de l'angle dans lequel elle se déplace. [8]

Un cycle d'éclipse a lieu lorsque les éclipses d'une série sont séparées par un certain intervalle de temps. Cela se produit lorsque les mouvements orbitaux des corps forment des motifs harmoniques répétés. Un exemple particulier est le saros, qui se traduit par une répétition d'une éclipse solaire ou lunaire tous les 6 585,3 jours, soit un peu plus de 18 ans. Comme il ne s'agit pas d'un nombre entier de jours, des éclipses successives seront visibles depuis différentes parties du monde. [9] Dans une période de saros, il y a 239,0 périodes anormales, 241,0 périodes sidérales, 242,0 périodes nodiques et 223,0 périodes synodiques. Bien que l'orbite de la Lune ne donne pas des nombres entiers exacts, les nombres de cycles d'orbite sont suffisamment proches des nombres entiers pour donner une forte similitude pour les éclipses espacées de 18,03 ans.

Une éclipse impliquant le Soleil, la Terre et la Lune ne peut se produire que lorsqu'elles sont presque en ligne droite, permettant à l'une d'être cachée derrière l'autre, vue de la troisième. Parce que le plan orbital de la Lune est incliné par rapport au plan orbital de la Terre (l'écliptique), les éclipses ne peuvent se produire que lorsque la Lune est proche de l'intersection de ces deux plans (les nœuds). Le Soleil, la Terre et les nœuds sont alignés deux fois par an (pendant une saison d'éclipse), et les éclipses peuvent se produire pendant une période d'environ deux mois autour de ces périodes. Il peut y avoir de quatre à sept éclipses dans une année civile, qui se répètent selon divers cycles d'éclipses, comme un saros.

Entre 1901 et 2100, il y a un maximum de sept éclipses en : [10]

  • quatre (pénombrales) éclipses lunaires et trois éclipses solaires : 1908, 2038.
  • quatre éclipses solaires et trois éclipses lunaires : 1918, 1973, 2094.
  • cinq éclipses solaires et deux éclipses lunaires : 1934.

À l'exclusion des éclipses lunaires pénombrales, il y a un maximum de sept éclipses dans : [11]

Éclipse solaire Modifier

Comme observé depuis la Terre, une éclipse solaire se produit lorsque la Lune passe devant le Soleil. Le type d'événement d'éclipse solaire dépend de la distance de la Lune à la Terre pendant l'événement. Une éclipse solaire totale se produit lorsque la Terre coupe la partie ombrée de l'ombre de la Lune. Lorsque l'ombre n'atteint pas la surface de la Terre, le Soleil n'est que partiellement occulté, ce qui entraîne une éclipse annulaire. Les éclipses solaires partielles se produisent lorsque le spectateur est à l'intérieur de la pénombre. [12]

La magnitude de l'éclipse est la fraction du diamètre du Soleil qui est couverte par la Lune. Pour une éclipse totale, cette valeur est toujours supérieure ou égale à un. Dans les éclipses annulaires et totales, la magnitude de l'éclipse est le rapport des tailles angulaires de la Lune au Soleil. [13]

Les éclipses solaires sont des événements relativement brefs qui ne peuvent être visualisés dans leur totalité que le long d'une trajectoire relativement étroite. Dans les circonstances les plus favorables, une éclipse solaire totale peut durer 7 minutes et 31 secondes et peut être observée le long d'une piste pouvant atteindre 250 km de large. Cependant, la région où une éclipse partielle peut être observée est beaucoup plus grande. L'ombre de la Lune avancera vers l'est à une vitesse de 1 700 km/h, jusqu'à ce qu'elle ne coupe plus la surface de la Terre.

Lors d'une éclipse solaire, la Lune peut parfois parfaitement couvrir le Soleil car sa taille apparente est presque la même que celle du Soleil vu de la Terre. Une éclipse solaire totale est en fait une occultation alors qu'une éclipse solaire annulaire est un transit.

Lorsqu'il est observé à des points de l'espace autres que la surface de la Terre, le Soleil peut être éclipsé par des corps autres que la Lune. Deux exemples incluent lorsque l'équipage d'Apollo 12 a observé la Terre pour éclipser le Soleil en 1969 et lorsque le Cassini sonde a observé Saturne éclipser le Soleil en 2006.

Éclipse lunaire Modifier

Les éclipses lunaires se produisent lorsque la Lune passe dans l'ombre de la Terre. Cela ne se produit que pendant une pleine lune, lorsque la Lune est à l'opposé de la Terre par rapport au Soleil. Contrairement à une éclipse solaire, une éclipse de Lune peut être observée depuis presque tout l'hémisphère. Pour cette raison, il est beaucoup plus courant d'observer une éclipse lunaire à partir d'un endroit donné. Une éclipse lunaire dure plus longtemps, prenant plusieurs heures pour se terminer, la totalité elle-même allant généralement d'environ 30 minutes à plus d'une heure. [14]

Il existe trois types d'éclipses lunaires : pénombre, lorsque la Lune ne traverse que la pénombre partielle de la Terre, lorsque la Lune traverse partiellement l'ombre de la Terre et totale, lorsque la Lune traverse entièrement l'ombre de la Terre. Les éclipses lunaires totales passent par les trois phases. Même pendant une éclipse lunaire totale, cependant, la Lune n'est pas complètement sombre. La lumière du soleil réfractée à travers l'atmosphère terrestre pénètre dans l'ombre et fournit un éclairage faible. Tout comme lors d'un coucher de soleil, l'atmosphère a tendance à diffuser plus fortement la lumière avec des longueurs d'onde plus courtes, de sorte que l'illumination de la Lune par la lumière réfractée a une teinte rouge, [15] ainsi l'expression « Lune de sang » est souvent trouvée dans les descriptions de telles lunes. événements aussi loin que les éclipses sont enregistrées. [16]

Record historique Modifier

Les enregistrements des éclipses solaires ont été conservés depuis l'Antiquité. Les dates d'éclipse peuvent être utilisées pour la datation chronologique des documents historiques. Une tablette d'argile syrienne, en langue ougaritique, enregistre une éclipse solaire qui s'est produite le 5 mars 1223 avant JC, [17] tandis que Paul Griffin soutient qu'une pierre en Irlande enregistre une éclipse le 30 novembre 3340 avant JC. [18] L'utilisation par les astronomes de l'ère classique des enregistrements d'éclipses babyloniennes pour la plupart du XIIIe siècle av. environ une partie sur un million ou mieux. Les enregistrements historiques chinois des éclipses solaires remontent à plus de 3 000 ans et ont été utilisés pour mesurer les changements dans la vitesse de rotation de la Terre. [20]

Dans les années 1600, les astronomes européens publiaient des livres avec des diagrammes expliquant comment les éclipses lunaires et solaires se produisaient. [21] [22] Afin de diffuser ces informations à un public plus large et de diminuer la peur des conséquences des éclipses, les libraires ont imprimé des feuillets expliquant l'événement en utilisant la science ou via l'astrologie. [23]

Géantes gazeuses Modifier

Les planètes géantes gazeuses ont de nombreuses lunes et présentent donc fréquemment des éclipses. Les plus frappants concernent Jupiter, qui a quatre grandes lunes et une faible inclinaison axiale, ce qui rend les éclipses plus fréquentes lorsque ces corps traversent l'ombre de la plus grande planète. Les transits se produisent avec une fréquence égale. Il est courant de voir les plus grosses lunes projeter des ombres circulaires sur les sommets des nuages ​​de Jupiter.

Les éclipses des lunes galiléennes par Jupiter sont devenues prévisibles avec précision une fois que leurs éléments orbitaux étaient connus. Au cours des années 1670, il a été découvert que ces événements se produisaient environ 17 minutes plus tard que prévu lorsque Jupiter était de l'autre côté du Soleil. Ole Rømer a déduit que le retard était causé par le temps nécessaire à la lumière pour voyager de Jupiter à la Terre. Cela a été utilisé pour produire la première estimation de la vitesse de la lumière. [24]

Sur les trois autres géantes gazeuses (Saturne, Uranus et Neptune), les éclipses ne se produisent qu'à certaines périodes de l'orbite de la planète, en raison de leur inclinaison plus élevée entre les orbites de la lune et le plan orbital de la planète. La lune Titan, par exemple, a un plan orbital incliné d'environ 1,6° par rapport au plan équatorial de Saturne. Mais Saturne a une inclinaison axiale de près de 27°. Le plan orbital de Titan ne croise la ligne de mire du Soleil qu'en deux points le long de l'orbite de Saturne. Comme la période orbitale de Saturne est de 29,7 ans, une éclipse n'est possible que tous les 15 ans environ.

Le moment des éclipses du satellite Jovian a également été utilisé pour calculer la longitude d'un observateur sur la Terre. En connaissant l'heure prévue à laquelle une éclipse serait observée à une longitude standard (telle que Greenwich), la différence de temps pourrait être calculée en observant avec précision l'heure locale de l'éclipse. Le décalage horaire donne la longitude de l'observateur car chaque heure de décalage correspond à 15° autour de l'équateur terrestre. Cette technique a été utilisée, par exemple, par Giovanni D. Cassini en 1679 pour re-cartographier la France. [25]

Mars Modifier

Sur Mars, seules des éclipses solaires partielles (transits) sont possibles, car aucune de ses lunes n'est assez grande, à leurs rayons orbitaux respectifs, pour couvrir le disque du Soleil vu de la surface de la planète. Les éclipses de lunes par Mars sont non seulement possibles, mais courantes, des centaines se produisant chaque année terrestre. Il y a aussi de rares occasions où Deimos est éclipsé par Phobos. [26] Des éclipses martiennes ont été photographiées à la fois depuis la surface de Mars et depuis l'orbite.

Pluton Modifier

Pluton, avec sa lune Charon proportionnellement plus grande, est également le site de nombreuses éclipses. Une série de telles éclipses mutuelles s'est produite entre 1985 et 1990. [27] Ces événements quotidiens ont conduit aux premières mesures précises des paramètres physiques des deux objets. [28]

Mercure et Vénus Modifier

Les éclipses sont impossibles sur Mercure et Vénus, qui n'ont pas de lunes. Cependant, vus de la Terre, les deux ont été observés en train de traverser la face du Soleil. Il y a en moyenne 13 transits de Mercure par siècle. Les transits de Vénus se produisent par paires séparées par un intervalle de huit ans, mais chaque paire d'événements se produit moins d'une fois par siècle. [29] Selon la NASA, la prochaine paire de transits se produira les 10 décembre 2117 et 8 décembre 2125. Les transits de Mercure sont beaucoup plus fréquents. [30]

Un système stellaire binaire se compose de deux étoiles qui orbitent autour de leur centre de masse commun. Les mouvements des deux étoiles se situent sur un plan orbital commun dans l'espace. Lorsque ce plan est très étroitement aligné avec l'emplacement d'un observateur, on peut voir les étoiles passer les unes devant les autres. Le résultat est un type de système d'étoiles variables extrinsèques appelé binaire à éclipse.

La luminosité maximale d'un système binaire à éclipse est égale à la somme des contributions de luminosité des étoiles individuelles. Lorsqu'une étoile passe devant l'autre, la luminosité du système diminue. La luminosité revient à la normale une fois que les deux étoiles ne sont plus alignées. [31]

Le premier système stellaire binaire à éclipse à être découvert était Algol, un système stellaire dans la constellation de Persée. Normalement, ce système stellaire a une magnitude visuelle de 2,1. Cependant, tous les 2,867 jours, la magnitude diminue à 3,4 pendant plus de neuf heures. Ceci est causé par le passage de l'élément gradateur de la paire devant l'étoile la plus brillante. [32] Le concept selon lequel un corps à éclipse provoquait ces variations de luminosité a été introduit par John Goodricke en 1783. [33]


Tout sur les éclipses solaires avec Derrick Pitts, astronome en chef au Franklin Institute

Ça arrive : 21 août, 13h04. Les cycles à progression lente des orbites de la Terre et de la Lune autour du soleil nous rapprochent chaque minute d'un triple alignement spécial. Cet alignement spécial, appelé éclipse solaire, est visible de quelque part sur Terre environ tous les 18 mois, soit deux éclipses totales tous les trois ans.

Souvent décrit comme l'événement astronomique le plus spectaculaire à voir depuis la Terre, je recommande qu'aucun humain ne quitte la planète sans avoir vu une éclipse solaire. Mabel Loomis Todd, une passionnée de chasse aux éclipses du XIXe siècle, a déclaré ceci après avoir assisté à l'éclipse solaire totale du 28 mai 1900 à Tripoli, en Afrique du Nord :

«Je doute que l'effet d'assister à une éclipse totale passe jamais tout à fait. Une proximité saisissante des gigantesques forces de la nature et de leur fonctionnement inconcevable semble s'être établie. Les personnalités, les villes et les cités, les haines et les jalousies, et même les espoirs mondains deviennent très petits et lointains. »

Premier versement de la série Solar Eclipse Commençons par le commencement : qu'est-ce qu'une éclipse solaire ?

Une éclipse solaire est un événement astronomique observé sur Terre au cours duquel la lumière du soleil est bloquée par la lune. Les éclipses concernent l'alignement de ces trois objets, lequel d'entre eux bloque la lumière du soleil, et les ombres intéressantes qu'ils créent. Lorsque la lune s'aligne directement entre le Soleil et la Terre, elle empêche la lumière du soleil d'atteindre une bande étroite de la Terre pendant quelques heures. Il y a un élément de temps impliqué parce que la terre et la lune sont en mouvement constant. Cet événement est appelé une éclipse solaire totale, le soleil est «éclipsé» (complètement bloqué) par la lune. Si la lune ne s'aligne pas exactement devant le soleil, seule une partie du soleil est éclipsée et l'événement est appelé éclipse solaire partielle. Ensuite, il y a le cas très particulier d'une éclipse annulaire, où la lune s'aligne directement devant le soleil, mais n'est pas assez grande pour couvrir complètement le soleil. Dans ce cas, un anneau de soleil entoure la lune alors qu'elle se tient devant le soleil.

Cela vous semble compliqué ? Ce n'est vraiment pas le cas. Pour l'observateur occasionnel, ce n'est que de la lumière et des ombres. Essayez cette expérience : restez dehors en plein soleil. Laissez votre ombre tomber sur une personne, une plante ou un animal de compagnie à proximité. Votre corps, bloquant la lumière du soleil, crée une ombre, provoquant une éclipse solaire pour tout ce qui se trouve dans votre ombre.

De même, la lune, en bloquant la lumière du soleil, crée une ombre, provoquant une éclipse solaire pour tout ce qui se trouve dans son ombre. Trouver? C'est tout ce qu'est une éclipse ! Mais cela ne veut pas dire que les éclipses ne sont pas compliquées et même fascinantes en tant qu'événements individuels - en fait, pour les scientifiques qui étudient les éclipses, elles sont incroyablement compliquées et chaque éclipse solaire a sa propre signature.

Deuxième tranche de la série Solar Eclipse Mécanique des éclipses : pourquoi les éclipses ne se produisent-elles pas tous les mois ?

Comme nous l'avons dit dans le premier volet de cette série, les éclipses solaires concernent la lumière et les ombres. Lorsque la Lune passe entre le Soleil et la Terre, la Lune bloque la lumière du Soleil, créant une ombre qui tombe sur la Terre. Cela semble assez simple, n'est-ce pas? Mais comment notre petite Lune peut-elle bloquer toute la lumière de notre Soleil gargantuesque ? Et pourquoi cela n'arrive-t-il pas tous les mois ?

Tout d'abord, la taille. Le Soleil est 400 fois plus loin de nous que la Lune. Le Soleil est également 400 fois plus gros que la Lune. Cette situation crée un rapport de 1 à 1 entre la taille et la distance. Vus de la Terre, les deux objets semblent maintenant avoir la même taille. Ainsi, lorsque la Lune passe directement entre le Soleil et un point sur Terre, la Lune semble recouvrir complètement le Soleil et le Soleil est dit éclipsé par la Lune. Si la Lune était plus petite ou même plus éloignée, il n'y aurait pas d'éclipses solaires totales. En fait, la Lune s'éloigne lentement de la Terre. À un moment donné dans le futur de la Terre, les éclipses solaires totales ne se produiront plus. (Essayez ceci à la maison : utilisez un ballon de football pour le Soleil et une balle de tennis pour la Lune. Tenez maintenant la balle de tennis directement devant le ballon de football et ajustez la distance entre la balle de tennis et le ballon de football de sorte que la balle de tennis semble correspond juste à la taille du ballon de football. C'est exactement ce qui se passe entre le Soleil et la Lune vu par un observateur sur Terre !)

Deuxièmement, pourquoi pas tous les mois ? Si les orbites de la Terre et de la Lune étaient sur le même plan, il y aurait des éclipses solaires et lunaires tous les mois. Mais l'orbite de la Lune a une légère inclinaison, d'environ 5 degrés par rapport à l'horizontale. Cela signifie que seuls deux points de l'orbite de la Lune s'alignent directement avec l'orbite de la Terre chaque mois. Si l'orbite de la Lune n'était pas inclinée, nous aurions une éclipse solaire tous les mois ! L'inclinaison de l'orbite, la rotation de l'orbite de la Lune et la révolution du système Terre-Lune autour du Soleil limitent le nombre d'éclipses solaires à seulement deux ou trois par an. Ajoutez quelques autres variations orbitales et les éclipses solaires dans des endroits spécifiques deviennent très rares. La dernière éclipse totale de Soleil à Philadelphie : le 29 juillet 1478. La prochaine ? 1er mai 2079 !

Troisième tranche de la série Solar Eclipse : Einstein et l'éclipse solaire de 1919

En 1915, le physicien Albert Einstein a proposé une nouvelle compréhension plus complète du fonctionnement de l'univers. Il a appelé sa nouvelle idée la théorie de la relativité générale. La théorie la plus récente d'Einstein suggérait que l'espace et le temps sont tissés ensemble dans tout l'univers comme une sorte de "tissu" invisible qui est déformé - alvéolé - par des objets massifs. Einstein a nommé le tissu « espace-temps » et a redéfini la gravité comme la façon dont nous ressentons et interprétons la distorsion de l'espace-temps causée par des objets massifs. Le mouvement des planètes autour du Soleil, par exemple, est causé par la masse du Soleil déformant le champ espace-temps environnant en forme de puits.

Essayez ceci à la maison : quatre personnes saisissent chacune un drap dans les coins et tirent jusqu'à ce que le drap soit bien tendu. Maintenant, une cinquième personne place une balle lourde (au moins un ballon de basket, mais plus légère qu'une boule de bowling) sur la feuille. Lorsque la balle roule vers le milieu de la feuille, elle déforme la surface lorsqu'elle se déplace. Cette déformation de la feuille lorsqu'elle roule ressemble beaucoup à la façon dont l'espace-temps est déformé par des objets massifs, comme des étoiles. Utilisez une boule plus petite pour essayer de faire une orbite autour de la plus grosse boule. Le mouvement de la plus petite boule est déterminé par la distorsion causée par la plus grosse boule. C'est la distorsion de l'espace-temps dans un drap de lit !

Mais qu'est-ce que la théorie de la relativité générale d'Einstein a à voir avec les éclipses ?

En 1919, l'astronome britannique Arthur Eddington comprit que la courbure de l'espace-temps devait également courber les rayons lumineux. Il pensa donc qu'un bon test de la théorie serait d'utiliser le champ espace-temps courbe autour du Soleil pour courber la lumière d'une étoile. cluster placé juste derrière le soleil. Pour voir cet amas juste à côté du soleil, le ciel adjacent devrait être sombre. Eddington a utilisé le ciel assombri de l'éclipse solaire totale du 29 mai 1919 sur l'île de Principe, juste au large des côtes de l'Afrique de l'Ouest, pour voir l'amas. Ses mesures de la position de l'amas étaient suffisamment proches des prédictions d'Einstein pour confirmer la théorie de la relativité générale et catapulter Einstein au rang de célébrité internationale. Depuis lors, les tests des prédictions d'Einstein effectués lors des éclipses solaires totales ont continuellement confirmé la validité de sa théorie et l'existence du continuum espace-temps.

Quatrième tranche de la série Solar Eclipse : Où aller et comment voir l'éclipse solaire du 21 août

Le chemin de la totalité à travers les États-Unis sera une bande étroite d'environ 70 milles de large, traversant des portions de treize États de l'Oregon à la Caroline du Sud. Malheureusement, la Pennsylvanie ne fait pas partie de ces États. Pour découvrir la beauté impressionnante d'une éclipse solaire totale, vous devrez vous rendre dans l'Oregon, l'Idaho, le Wyoming, le Nebraska, le Missouri, le Kansas, l'Illinois, le Kentucky, le Tennessee, la Géorgie, la Caroline du Nord ou du Sud.

Pas de possibilité d'accéder à la totalité ? Vous serez alors parmi la grande majorité des spectateurs des zones adjacentes au chemin de la totalité, qui vivront une éclipse solaire partielle. La lune couvre moins de soleil à mesure que la distance par rapport à la ligne médiane augmente. Pour cette région, seulement 80% du soleil sera couvert par la lune, laissant un brillant 20% encore visible. Le résultat? Le ciel ne s'assombrira que légèrement, comme si de minces nuages ​​recouvraient le soleil. Aucun des effets subtils d'une éclipse ne sera visible et une protection oculaire appropriée doit être utilisée tout au long de l'événement de 2 heures et 40 minutes. Avec une protection oculaire pour une visualisation directe en toute sécurité ou une visualisation indirecte avec un simple projecteur à sténopé, vous verrez le disque de la lune glisser lentement entre le Soleil et la Terre de droite à gauche. Les lunettes de soleil ne fourniront pas une protection adéquate pour une visualisation directe. Des téléspectateurs spécialisés réduisant la luminosité du soleil de 99,98 % ou plus sont requis. Il existe de nombreuses sources en ligne pour ces lunettes, mais consultez notre Sci-Store après le 7 août pour vous assurer que vous obtenez la bonne protection oculaire d'une source locale de confiance. Nous distribuerons également des visionneuses solaires aux invités participant à notre programme Ciel nocturne du 10 août à l'Observatoire - jusqu'à épuisement des stocks ! Obtenez vos billets de membre aujourd'hui!

Êtes-vous du type Maker ? Il existe plusieurs excellents dispositifs de visualisation que vous pouvez construire chez vous en moins d'une heure en utilisant des matériaux simples et peu coûteux. Allez à Apprendre à visualiser en toute sécurité une éclipse solaire et faites défiler les instructions du Stanford Solar Center pour la construction d'une caméra à sténopé ou d'un entonnoir solaire !

Pas pratique ? Rejoignez le Franklin Institute le 21 août pour notre soirée Eclipse sur la promenade ! Nous aurons de nombreux dispositifs et techniques d'observation - y compris des télescopes - installés à l'extérieur du côté de Winter Street du bâtiment afin que vous puissiez simplement monter et regarder.

Dernier versement de la série Solar Eclipse : Que faire le jour de l'éclipse : une liste de contrôle pour une expérience inoubliable.

Dans quelques jours, le lundi 21 août, une éclipse solaire sera visible à travers l'Amérique. Certaines régions connaîtront le crépuscule de la totalité en milieu de journée. Parce que nous sommes loin du chemin de la totalité, nous assisterons à une éclipse partielle, la première dans cette région depuis le 25 décembre 2000. Autour de Philadelphie, la lune couvrira 79,9% du soleil. Avec 20% de la surface du soleil encore exposée, un ciel clair et lumineux ne s'assombrira que légèrement, comme si de très minces nuages ​​le traversaient. En fait, si vous n'étiez pas au courant qu'une éclipse se produisait, vous ne soupçonneriez pas qu'une éclipse se produise ! Même sans beaucoup de changement dans la luminosité du ciel, vous pouvez toujours vivre une expérience scientifique impressionnante et authentique en observant un phénomène céleste que la plupart des gens n'ont jamais vu auparavant. Voici cinq suggestions pour maximiser votre expérience d'éclipse :

  • Rejoignez-nous à l'Institut Franklin où notre personnel scientifique aura de nombreuses options disponibles pour de superbes vues de l'éclipse, y compris des diffusions en direct de sites de totalité à travers le pays et des vues télescopiques directes à travers des télescopes filtrés en toute sécurité.
  • Vous êtes en vacances ou vous ne pouvez tout simplement pas nous rejoindre le jour de l'éclipse ? Assurez-vous d'obtenir des lunettes d'observation de l'éclipse approuvées CE, ISO et NASA auprès du SciStore du Franklin Institute avant l'événement et regardez depuis n'importe quel endroit où vous pouvez voir le soleil.
  • Vous êtes bricoleur ? Rendez-vous sur www.fi.edu/eclipse où vous trouverez des suggestions pour créer votre propre visionneuse d'éclipse indirecte.
  • Si les conditions météorologiques empêchent la visualisation directe dans notre région, essayez l'un des nombreux sites Web qui diffuseront l'éclipse en direct à partir de points le long du chemin de l'éclipse : fi.edu/eclipse, eclipse2017.nasa.gov, exploratorium.edu/eclipse, ou alors greatamericaneclipse.com.
  • Enfin, pendant et après l'éclipse, le Franklin Institute vous invite à partager votre expérience de l'éclipse sur les réseaux sociaux. Utilisez le hashtag #AstroPhilly sur Twitter, Instagram et Facebook et nous mettrons en évidence certains de nos articles préférés.

Meilleurs voeux pour un temps clair et une belle éclipse!


Was the Sun's gravitational lensing observed in other solar eclipses than the one in 1919? - Astronomie

Precision studies are being made of the subtle differences in the cosmic background radiation (CBR). Given that along any line of sight, there is bound to be multiple galaxies, seen and unseen, which according to general relativity can act as a lens for light, how are researchers able to rule out that the variations (i.e., ripples) are not caused by intervening matter bending the microwave radiation as it makes its journey to earth?

There is a web page which talks extensively about this issue.

Lensing can have a significant effect on very small ripples in the CBR, but a negligible effect on the larger ones. It can certainly change the shape of any preexisting ripples in the CBR, but astronomers are less interested in measuring the exact shape of the ripples than they are in measuring the amount of temperature variation contained in ripples of different sizes, summed up over the entire sky. It turns out that gravitational lensing doesn't affect this measurement too much.

Also, gravitational lensing isn't going to create ripples where there were none before - all it will do is change the shape of preexisting ones. Think about it this way: If you look through a magnifying glass or lens at a blank wall, the wall will still be blank - you aren't going to be able to arrange lenses in such a way that the wall will appear to have spots!

Cette page a été mise à jour le 27 juin 2015.

A propos de l'auteur

Dave Rothstein

Dave est un ancien étudiant diplômé et chercheur postdoctoral à Cornell qui a utilisé des observations infrarouges et aux rayons X et des modèles informatiques théoriques pour étudier l'accrétion des trous noirs dans notre Galaxie. Il a également réalisé l'essentiel du développement de l'ancienne version du site.


Activities

On May 29, 1919, Einstein’s four-year-old Theory of General Relativity was put to its first test during a total solar eclipse. By measuring how the images of stars shift when the sun is close-by, and with a lot of care, you might be able to repeat this famous test from nearly 100 years ago.

For the 1919 eclipse, only a few stars (identified by the marks in the photo shown here) were visible on the photograph through the glare of the bright solar corona. The photo was large enough to cover both the eclipsed solar disk and the surrounding stars within 1.5 degrees of the sun. Even so, the measurement was at the very limit of what could be done given atmospheric distortion, star twinkling, and the unfavorable scale of the image for making such a precise measurement.

What is General Relativity?

Einstein’s theory proposes that gravity is not an actual force, but is instead a geometric distortion of spacetime not predicted by ordinary Newtonian physics. The more mass you have to produce the gravity in a body, the more distortion you get. This distortion changes the trajectories of objects moving through space, and even the paths of light rays, as they passes close-by the massive body. Even so, this effect is very feeble for an object as massive as our own sun, so it takes enormous care to even detect that it is occurring!

General Relativity predicts how much of this bending of light you should see given the mass of the object. Called ‘gravitational lensing’ it has been detected on the cosmological scale as entire clusters of galaxies distort the light from more distant galaxies behind them as this image from the Hubble Space Telescope shows.

The blue objects are the image of a single, more distant, spiral galaxy that has been lensed by the multiple gravitational fields in the foreground cluster of galaxies. The cluster, called CL0024 1654, is located 4 billion light years away towards the constellation Pisces.

Einstein published his theory and predictions in 1915, and in 1919 the British physicist Sir Arthur Eddington took advantage of a total solar eclipse to attempt to detect the shifting images of stars near the limb of the sun. The problem was that during totality the sky does not get perfectly dark, and only a handful of stars were visible near the sun from which to make the measurement.

The basic idea is that you have to compare the positions of the stars before the sun arrives at its sky position at totality, and during the eclipse when the sun is present. The star images should appear to shift outwards from their normal sky position, but the amount is very slight and hard to measure. It amounts to only about an astronomical ‘second of angular arc’ or 1/3600 of a degree. The entire diameter of the sun is about 1800 arcseconds to give you a sense of scale. Also, stars twinkle and this smears out the image of a star over a scale of about an arcsecond as well.

So, how do we do it?

The precise formula for the starlight deflection is given by

where for the sun we have M = 2x1030 kg, G is the constant of gravity of 6.67x10-11, c is the speed of light 3x108 meters/sec, and R is the distance between the light ray and the center of the sun in meters. If we plug-in the numbers and use the fact that 1 radian = 206265 arcseconds, we get for a radius of the sun of R = 6.9x108 meters,

Theta = 206265 (4)(6.67x10-11)(2x1030)/(3x108)2 (6.9x108) = 1.75 arcseconds.

In fact, as viewed from Earth, if we use the observed radius of the sun as a unit of measure, as we double the distance of the star from the center of the sun, the deflection decreases by ½. At three times the sun’s radius, the deflection is 1/3 as large or 0.6 arcseconds. What helps with the observation is that the deflection only occurs along the line connecting the star with the center of the sun. There is no ‘sideways’ component to the effect for a point-source like a star.

So to measure the deflection of the star’s images due to relativity, we just need to compare the positions of stars far from the disk of the sun at totality, with the positions of the target stars closest to the sun at the time of totality. The farther-away stars should not change their positions by very much compared to the close-in target stars. These more-distant stars will then will serve as a frame of reference for the undisturbed geometry of space near the sun.

What will the sky surrounding the eclipse look like at the time of totality? Will there be many stars close to the sun that you can measure? This will determine whether you have enough star deflection measurements from which to detect the shift! Here is what the sky will look like near the sun at totality, for the sun located at Right Ascension 10hours 03minutes and Declination +11degrees 56minutes in the constellation Leo. The viewing location for the simulated sky scene image is near Carbondale, IL. (Credit: TheSky software).

The eclipse will take place not far from the bright star Regulus in the constellation Leo. As you can see from this figure, there are quite a few stars near the limb of the sun, but these stars are between magnitudes of +7 and +10. This means they are between 3 and 40 times fainter than the faintest naked-eye stars you can easily see at night from a clear location. Only Regulus will be easily seen during totality without a telescope, but at its distance from the sun, which amounts to a projected distance of 5.3 solar radii, its image will only shift by about 1.75/5.3 = 1/3 arcseconds. The many fainter stars such as HIP49158 will show a much larger deflection of over 1 arcsecond, but the challenge is that these faint stars may be completely lost in the glare of the solar corona!

This experiment will require a telescopic photograph to detect and measure enough stars. Only with a telescope will you be able to detect the faint stars, and have a large enough magnification across the image so that you can make measurements near the required limit of 1 arcsecond.

Taking photographs through a telescope is a significant level of difficulty and makes this a very hard project for the amateur astronomer who is not skilled with these techniques. The easiest method is to take a digital photograph of the star field near the sun so that the photograph captures stars as close to the solar limb as possible, but also captures images of stars at least three or four times farther from the center of the sun compared to the solar radius. These distant stars like Regulus will be so far from the sun’s limb that their positions will not change by very much (0.5 arcseconds or less) compared to the stars closer to the limb (shifts of 1 arcsecond or more). We can then make a ‘differential’ measurement of the gravitational deflection.

How to detect the shift.

To do this, you will need to take the photo through a telescope. Taking an ordinary camera photo with a regular camera telephoto lens will not work because the size of the solar disk is so small in a typical ‘beauty’ shot that it will not have the resolution required to detect enough stars and see the shift.

Make sure you take at least a few images of the eclipsed sun while you are photographing the star field. Ideally, the width of the star field you photograph should span about 3 to 5 times the solar radius. You will have to select a telescope and eyepiece combination that allows for this level of field coverage and magnification.

You will need to test-out your method long in advance of the eclipse, preferably by photographing the star field near Regulus during the weeks before the eclipse. For your telescope-camera combination, find a magnification that lets you capture a digital image about three degrees across. During the eclipse, you will have to make many short-exposure images, but not so long that the corona burns out the entire image field. Experiment with your exposures until you can just capture enough of the fainter stars near 8th magnitude to make at least three or four measurements. Because the sky brightness resembles the twilight sky just after sunset, you might want to try photographing faint stars in the twilight sky to see what kinds of exposure times you need. You might also experiment using filters that reduce skyglow.The eclipse only lasts 2.6 minutes so you can use this time to make 5 or more exposures of 30 seconds or longer so long as the corona light is not a problem. Ideally, you would like ten images that you can measure to improve your estimate of the average positions of the reference and target stars.

For best results, you need the photograph to have a resolution of about 1 arcsecond per pixel because the effect you are trying to measure is not much more than this under ideal conditions. That means the sun will appear to have a diameter of 1800 pixels in the image. That also means that for most megapixel-format cameras, you may not be able to capture images of distant reference stars if they are more than a few solar radii from the center of the sun and keep the image scale high enough to detect this deflection for the inner-most stars. Also, the solar corona will be bright enough that most faint stars will not be visible through the diffuse coronal light nearest the solar limb so you will have to use only bright stars, which are generally fewer in number.

Here is a close-up of the field near the eclipse that you will see through your telescope adjusted so that the scale of the image allows you to measure the arcsecond-sized shift in the star images. The two brightest stars in the field are HIP-49158 (+7.8) and HIP-49328 (+7.1) which are seventh-magnitude stars. The rest are unusable faint stars that have magnitudes between +10 and +11 that will most certainly be lost in the glare of the corona.

If this image were taken with a megapixel camera like a Nikon D3000, it would have an image format of 3800x2600 pixels, so at this scale the resolution would be 4900 arcseconds/3800 pixels = 1.3 arcseconds/pixel. Since near the sun’s limb the shift will be about 1.75 arcseconds, the star image will appear to shift away from the sun by just one pixel!

One way to confirm Einstein’s prediction without any calculations is to superimpose the image of the starfield with NO sun, on top of the starfield image taken during the eclipse. Line up the reference stars so that their images overlap, and look at the stars nearest the sun. Those close-in stars may show some slight position changes away from the sun’s center, which is the effect you are looking for. To actually measure how much shift occurred compared to Einstein’s prediction will take much more careful work!

At least in principal, once you have the photograph, you need to measure the positions of the available stars in terms of their pixel locations. Usually you can import images into programs such as Photoshop, use the cursor to center on a star image and read-out its x and y location. Because the amount of the deflection depends only on the radial distance from the center of the sun, you need to keep track of how far the target star was from the center of the sun at its closest point. That means it will be convenient to line up the short edge of the image you take with the solar limb so you can use this edge as a distance reference point when you measure the deflections.

For each target star closest to the solar limb, measure its XY pixel location. Then determine its distance from as many other distant stars in the image as you can to form a grid work of relative measurements between the distant, fixed reference stars and the one in which you hope to detect a deflection. The more of these distant reference stars you have, the more precisely you can establish the relative position of the target star near the solar limb. The distance between two pixels is given by the Pythagorean formula where x1 and y1 is the x and y pixel address for Star 1 and x2 and y2 are the x and y pixel address for Star 2. First measure the distance of the star from your reference edge where the sun’s limb would be, then determine as many distances between your target star position and the distant reference star positions.

Here’s an example of what this measuring framework would look like. The distances D1, D2 and D3 establish how far the Target star is from these reference stars, and D4, D5 and D6 establish how much the reference stars move before and after the eclipse. Hopefully, the stars A, B and C are far enough away from the Target star that there is little distortion (change in their relative distances). The farther the target star is from the center of the sun, the less deflection you will be able to see.

Once you have made these measurements on as many limb stars as you can detect, you now need to make a measurement of where these target stars are when the sun is not there. To do this, photograph the same star field at night and repeat the relative measurements again to get the position of your target stars when the sun is not there.

For each distance measurement, subtract the corresponding eclipse and non-eclipse measurements you made to determine differences between the distorted and undistorted views. Average these reference star numbers together for each target star to get the average difference for that target star. Also calculate the root-mean-square or ‘rms’ of the average distances for each Target star so keep track of how large the random error limit is. Your goal is to get this below one arcsecond so that you can detect the deflection with statistical confidence.

With any luck, you should be able to detect how the reference star distances to the target stars have changed slightly. The ‘rms’ number (related to the standard deviation of the sample measurements) you calculated will tell you whether you succeeded or not. If the average deflection you measured was 2 to 3 times the calculated rms of the data, you have probably seen evidence for the gravitational deflection of starlight! But don’t be discouraged if the answer you get is zero. This is a very hard measurement to make, and the effort is worth more than the final answer! In fact, all you may be able to determine is that there was some slight difference in the star positions and not be able to actually measure how much it was in arcseconds. For it to be a true gravitational displacement, the shift you detect can only occur along the line between each star and the center of the sun. Any shifts you see that are not along this ‘radial’ line have nothing to do with the distortion of space but are a measure of how the images of the star shifts as it ‘twinkles’. You can minimize this effect by taking several images in rapid succession and determining their average positions.


A solar eclipse that shone light on Einstein’s genius

In recent years, there has been much excitement in the astronomical arena about the seminal discovery of gravitational waves — a dozen such events have been identified. More recently, a supermassive black hole in a giant galaxy has been imaged. The above phenomena are manifestations of Albert Einstein’s General Theory of Relativity (GTR), which he finally completed in late 1915.

While all these recent discoveries concerning gravitational waves and black holes have been hailed as a complete confirmation of Einstein’s GTR, it is interesting to recall that the very first spectacular experimental verification of the theory came during a total solar eclipse on May 29, 1919 — just a 100 years ago. This had to do with the gravitational bending of light. So in May, the scientific world celebrated the 100th anniversary of the confirmation of the GTR and gravity bending of light.

In his theory, Einstein considered the problem of what happens to light when it passes near a large massive body, like the Sun. He predicted that a light ray grazing the Sun’s surface should be deflected (or bent) by the solar gravitational field by 1.75 arc-seconds. This is of course a very small angle, as a one degree angle is 3,600 arc-seconds. Astronomical techniques at the start of the 20th century were already developed enough to measure such small angular dimensions.

The total solar eclipse of May 29, 1919, which had a long duration of around six minutes provided a good opportunity and two independent teams undertook the expedition to measure positions of the stars near the limb of the Sun, during the totality.

Only during a total solar eclipse is the sky dark enough for stars to be photographed in the vicinity of the Sun, revealing the grazing effects of solar gravity on starlight. Through the highest quality observations that technology permitted that time, the astronomical teams had to determine whether direct starlight was bent by the Sun’s gravitational field and by how much. Sir Arthur Eddington prepared two teams — one to Sobral (Brazil) and the other to Principe (Africa) as the total eclipse would be visible in these continents.

The longer duration eclipse provided enough time to take many photographs. The extremely complex measurements were made with an accuracy of about 20-30%. The results were consistent with Einstein’s prediction. What was really remarkable was that Newton’s gravitational laws, which dominated science for 300 years, predicted a value for this light deflection due to solar gravity.

The estimate of light deflection in Newton’s theory was made by Johann Georg von Soldner as far back as 1801. The value is 0.88 arc-seconds, just half of that predicted by Einstein’s new theory. Taking into account observational errors, the eclipse result agreed with Einstein’s prediction. This led to a big boost to Einstein and his GTR and the Newtonian gravity had to be changed. Overnight, Einstein became the greatest celebrity scientist of his time.

The idea of testing the theory had existed even during earlier solar eclipses in 1916, the World War prevented trips while in 1918, clouds interfered in the observations.

A total solar eclipse is a unique spectacle occurring only in the Earth-Moon system. No other location in the solar system provides this spectacle. So, in a way, Einstein was lucky he developed his theory here. An ‘ET’ Einstein may not have had a total solar (or stellar) eclipse on his planet, delaying the verification by decades.

Gravitational lenses

Indeed, in the past few decades, the deflection of radiation by Sun’s gravity has been very precisely made with long baseline interferometry in the radio wavelength range with angular precision of less than a milliarc-second using, for instance, the luminous quasars 3C 273 and 3C 279 when they are eclipsed by the Sun.

Light bending by gravity of celestial bodies has now become a powerful astronomical tool in the form of so-called gravitational lenses. Eddington in 1920 and Einstein himself in a 1936 paper pointed out that stars can act as gravitational lenses. Swiss astronomer Fritz Zwicky subsequently noted in 1937 that a whole galaxy can be an effective gravitational lens. Apart from the lensing effect being stronger for larger masses, it would also be maximal if the light source, the gravitational lensing object and the observer are all arranged in a line.

In this case, the image of the source is a ring of light. Like in familiar optical systems, gravitational lensing could produce multiple images of the object (the Einstein cross!). There could be two images lying on the plane containing source, lens and observer.

Luminous objects at large cosmic distances could be gravitationally lensed by intervening massive galaxies or galaxy clusters and appear highly amplified. This has led to observations of distant quasars and faint faraway galaxies. Gravitational lensing has become a useful tool to detect even distant exoplanets, compact objects in the galactic halo (microlensing) and in the search for dark matter.

Like an optical medium, gravity also slows down light. Radio signals from transponders at the orbit of Mars take a few hundred millionths of a second longer while traversing through the Sun’s gravitational field. This time delay was also observed in the Cassini Saturn probe, verifying Einstein’s theory to high accuracy.

In short, the effects of gravity on light are profound and are continuing to yield many new results. All this started with the total solar eclipse, a hundred years ago, in the month of May.


Was the Sun's gravitational lensing observed in other solar eclipses than the one in 1919? - Astronomie

When there is an eclipse, the moon blocks out almost the entire sun relative to what we see here on earth because they take up the same earth-observed degree size. Why does the moon, have the same exact observable degree size as the sun? Is it just a coincidence? What are the chances that this should be?

Follow up question - are there any other planetary moons which also project a disc on their planet's surface which exactly matches the sun as observed from that planet? Do any come close either way at all?

As you say - it's just a coincidence that the Moon and the Sun have such similar angular sizes as seen from Earth. In fact this won't last very long (on astronomical timescales). The Moon is moving away from the Earth (albeit very slowly), so eventually will have a smaller angular size than the Sun and we will no longer have total solar eclipses.

The figure out if any other planets can also have total solar eclipses is actually very easy to work out for yourself. I'll tell you how by giving you a couple of examples and then leave you to it!

If you go to (eg.) the Nine Planets site you can find the size and orbit of all the moons of all the planets. For example:

The Moon
orbit: 384,400 km from Earth
diameter: 3476 km

We also need to know the size of the Sun and how far it is from the planet in question so

The Earth
orbit: 149,600,000 km (1.00 AU) from Sun

The Sun
diameter: 1,390,000 km

The angular size of an object is (roughly) its diameter divided by how far away it is (this gives the angular size in radians if both are in the same units) so.

The Sun
angular size 1,390,000km/149,600,000km = 0.009 radians
= 0.5 degrees

(A useful number is that 1 radian = 57 degrees, so I multiply the size in radians by 57 to get the size in degrees which I understand better).

The Moon
angular size = 3476km/384,400km = 0.009 radians
= 0.5 degrees

They are the same as you already knew.

Let's try one more example. At random I'm going to choose Titan, the largest moon of Saturn:

Titan
orbit: 1,221,830 km from Saturn
diameter: 5150 km

I also need to know that Saturn is orbiting at a distance of 1,429,400,000 km (9.54 AU) from the Sun.

The Sun
angular size from Saturn = 1,390,000km/1,429,400,000km = 0.0010 radians
= 0.06 degrees.

(an easier way to do this is to say that Saturn is 9.5 times further from the Sun than the Earth is so the Sun has an angular size 9.5 times smaller).

Titan
angular size from Saturn
= 5150km/1,221,830km = 0.004 radians
= 0.2 degrees.

So Titan and the Sun do not have approximately the same angular size as seen from Saturn. Since the Sun appears considerably smaller than Titan, Titan can cast a shadow on (part of) Saturn. Thus, a hypothetical observer on Saturn could occasionally see total solar eclipses due to Titan passing in front of the Sun.

Have fun finding if any of the moons do match!

Mettre à jour: NASA's Cassini spacecraft observed Titan's shadow on Saturn in 2009. Check out the image at http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA11648.

This page was last updated June 28, 2015.

A propos de l'auteur

Karen Masters

Karen was a graduate student at Cornell from 2000-2005. She went on to work as a researcher in galaxy redshift surveys at Harvard University, and is now on the Faculty at the University of Portsmouth back in her home country of the UK. Her research lately has focused on using the morphology of galaxies to give clues to their formation and evolution. She is the Project Scientist for the Galaxy Zoo project.


How a solar eclipse first proved Einstein right

“Eddington had needed to make significant corrections to some of the measurements, for various technical reasons, and in the end decided to leave some of the Sobral data out of the calculation entirely. Many scientists were suspicious that he had cooked the books. Although the suspicion lingered for years in some quarters, in the end the results were confirmed at eclipse after eclipse with higher and higher precision.” -Peter Coles

Albert Einstein’s general theory of relativity is our most successful, most sophisticated theory of gravity of all-time. Explaining everything from GPS signals to gravitational redshift, from gravitational lensing to merging black holes, and from the timing of pulsars to the orbit of Mercury, the predictions of General Relativity have never once failed. Yet when this theory was first introduced in 1915, it was attempting to replace Newton’s gravitation, which itself had stood unchallenged for over 200 years. Predicting that starlight should bend ever-so-slightly in the vicinity of a large mass, it seemed almost an untestable alternative to Newton’s theory. Yet the phenomenon of a total solar eclipse would allow the critical test to be performed, vindicating Einstein in a test that interested skywatchers can repeat for themselves during any total eclipse at all.

Newtonian gravity, put forth in 1687, is an extraordinarily simple law: put any masses anywhere in the Universe, a fixed distance apart, and you immediately know the gravitational force between them. This explained everything from the terrestrial motion of cannonballs to the celestial motion of comets, planets, and stars. After 200 years, it had passed every single test that was thrown its way. But one pesky observation threatened to derail everything: the detailed motion of the innermost planet in our Solar System.

Every planet moves in an ellipse around the Sun. However, this ellipse isn’t static, returning to the same fixed point in space with every orbit, but rather, it precesses. Precession is like watching that ellipse rotate in space over time, albeit very slowly. Mercury had been observed with incredible precision since Tycho Brahe in the late 1500s, so with 300 years of data, our measurements were extraordinary. According to Newton’s theory, its orbit should have precessed by 5,557"-per-century, due to the precession of Earth’s equinoxes and the gravitational effects of all the planets on Mercury’s orbit. But observationally, we observed 5,600"-per-century instead. That difference, of 43"-per-century (or just 0.00012°-per-year), had no explanation in Newton’s framework.

But Einstein’s new theory could account for it! He spent years developing the framework for General Relativity, where gravitation wasn’t caused by masses attracting other masses, but rather by matter and energy curving the very fabric of space, which all objects then move through. Under most circumstances, Newton’s law was a very good approximation to what Einstein’s theory laid down. At very small distances from very large masses, however, Einstein’s predictions differed from Newton’s, predicting exactly that 43"-per-century difference. Still, that isn’t enough to replace the old theory. In order to overthrow a scientific theory, a new one must do the following:

  1. Reproduce all the successes that the old theory enjoyed (otherwise, the old theory is still superior in some way),
  2. Succeed in the regime where the old theory could not (otherwise, your new theory doesn’t fix the problem with the old one),
  3. And to make a new prediction that you can go out and test, distinguishing between the old-and-new ideas (otherwise, you don’t have any scientifically predictive power).

That last piece is where the solar eclipse comes in.

When the stars appear in the night sky, the starlight travels to our eyes from a different location in the galaxy, many light years away. If Newton was correct, that light should either travel in a completely straight line, undeflected by any masses it passes near (since light is massless), or that it should bend due to the gravitational effects of mass-energy equivalence. (After all, if E = mc², then perhaps you can treat light as have an effective mass of m = E/c².) But Einstein’s theory, particularly if light passes very close by a large mass, offers a prediction different from both of these numbers.

The largest mass we have close by Earth is the Sun, which normally renders starlight invisible during the day. As starlight passes near the edge of the Sun, according to Einstein, it should travel along that curved space, causing the light-path to appear bent. During a total solar eclipse, however, the Moon passes in front of the Sun, blocking its light and causing the sky to become as dark as night, enabling the stars to be seen during the daytime. When an observer on Earth sees these stars during an eclipse, their positions will appear to be shifted by a progressively larger amount the closer they are to the Sun, culminating in double the Newtonian prediction at the Sun’s edge.

Photographic plates of the Sun during a total solar eclipse had revealed not only details in the Sun’s corona before, but the presence and positions of stars during the daytime. However, none of the pre-existing photographs were of high enough quality to determine the positions of the stars to the necessary accuracies the deflection of starlight is a very small effect requiring very precise measurements to detect! After Einstein set forth his general theory of relativity in 1915, there were a few chances to test it: 1916, which World War I interfered with, 1918, where attempted observations were defeated by clouds, and 1919, which is where the first successful test took place.

The results of those observations was compelling and profound: Einstein’s theory was right, while Newton’s broke down in the face of the bending of starlight by the Sun. Although the data and analysis was controversial, as many accused (and some still accuse) Arthur Eddington of “cooking the books” to get a result that confirmed Einstein’s predictions, subsequent eclipses have shown definitively that General Relativity works where Newton’s gravity does not. In addition, careful reanalysis of Eddington’s work shows that it was, in fact, good enough to confirm the predictions of General Relativity. The features in newspapers around the world trumpeted this tremendous success.

Today, of course, multiwavelength technology has advanced to the point where we don’t even need a solar eclipse to measure the relativistic bending of light very long baseline interferometry, using radio waves, can measure the bending of distant sourcesthroughout the year. The results are incredible and definitive, and can measure deflections down to a thousandth of an arc-second.

The solar eclipse that comes to the United States on August 21st, 2017, will put on a spectacular show across more than a dozen states, where tens of millions of people are anticipated to flock to experience totality. During those moments when the Sun is blotted out by the Moon, if your skies are clear, look nearby to the Sun, just past the edge of the visible corona. You’ll see a pinprick of light just over 1° from the edge of the Moon that’s the 21st brightest star of all, Regulus, that simply happens to be so close to the Sun right now.

When you see it, know that it’s light is deflected by just a tiny amount from its true position by the Sun’s gravity, and that an accurate enough measurement could once again prove Einstein right and Newton wrong. If we forgot everything we knew about science today, we could figure it all out again, from scratch, tomorrow. On August 21st, you’ll get a glimpse of one of the greatest cosmic truths ever discovered by humanity. Don’t miss it.


The eclipse test

As the sun is the most massive object in our solar system, its curvature of space-time would be the most noticeable example in the local universe. But to test Einstein's theory, astronomers would have to study the positions of background stars close to the sun's edge (it's limb). As the sun is so bright, this would normally be a fool's errand — the sun's glare would make such an observation impossible.

And then the 1919 eclipse happened.

During a total solar eclipse, the moon orbits directly in front of the sun, completely blocking the light from the sun's disk. These beautiful events allowed Earth dwellers to get their first glimpse of the sun's magnetized atmosphere ― the corona ― before the invention of the telescope. The moon acts as a natural occulter that blocks the sun's glare, revealing structures in the relatively weak glow of coronal gases.

In 1917, Sir Frank Watson Dyson, Astronomer Royal of Britain, had conceived an experiment that would plot the positions of background stars close to the sun's limb during an eclipse — an experiment that Eddington would lead two years later. If the positions of the stars could be precisely measured during the 1919 eclipse and then compared with their normal positions in the sky, the effects of warped space-time could be observed — beyond what Newton&rsquos classical mechanics would predict. If the position of the stars were altered in exactly the way that Einstein's theory predicted they should be, then this might be just the test general relativity needed. Eddington most likely knew that if this test confirmed general relativity theory, it would turn the view of the Newtonian universe on its head.

Following Eddington's lead, the Royal Society and the Royal Astronomical Society organized expeditions to the tropics of Brazil and to the island of Principe, off the west coast of Africa, where the total eclipse would be visible. It just so happened that the period of totality (the length of time that the moon blocks out all of the sun's surface) for the 1919 eclipse was one of the longest of the 20 th century, spanning around 6 minutes. This proved to be ample time for astronomers to measure the relative locations of stars in the Hyades cluster that was usefully located near the solar limb at the time.

Although the warped space-time deflected the starlight by a minuscule amount (invisible to the naked eye), the observations from Brazil and Principe were analyzed by Eddington and the general relativity predictions agreed with the observation. The warping of space-time by the sun's mass was real and Newton's inert space had been superseded by a new theory. When the New York Times published the news on Nov. 7, 1919, Einstein became known not only to scientists, but to non-scientists as well.

Since "the most important" eclipse 98 years ago, general relativity has been tested in many other ways, each time proving that Einstein&rsquos warped view of space-time is very much the universe we live in.