Межпланетные путешествия. Полёты в мировое пространство и достижение небесных тел.

„Сравнивая явления, наблюдаемые в указанных двух случаях внутри системы, мы видим, что они вполне тождественны, хотя в первом случае они зависят от весомой массы тел, а во втором случае — от массы инертной. Наблюдатель, находящийся внутри ящика, не имеет возможности отличить эти два случая друг от друга, и он, например, во втором случае может предположить, что внутри ящика действует гравитационное поле. Все изложенное приводит нас к результату огромной важности. Наблюдатель, находящийся внутри системы, не имеет возможности отличить друг от друга прямолинейного равномерно-ускоренного движения системы от наличности внутри системы гравитационного поля. Все явления происходят внутри системы совершенно одинаково в обоих случаях. Мы можем сказать, что гравитационное поле и равноускоренное прямолинейное движение системы друг другу эквивалентны[33]. Для Эйнштейна эквивалентность настолько полна, что он вообще всякое ускорение системы отождествляет с возникновением гравитационного поля".

Исходя из этого, Эйнштейн развивает стройную теорию тяготения, принципиально отличную от всех прежде предлагавшихся и уже получившую частичное подтверждение согласием ее неожиданных следствий с наблюдениями.

К сожалению, эта теория не может быть общепонятно изложена.

К главе IV 3. Поглощение тяготения

Вопрос о существовании такого вещества, которое было бы вполне или отчасти непроницаемо для тяготения (т. е. обладало бы свойствами фантастического „кеворита", упоминаемого в романе Уэльса), служил неоднократно предметом научного рассмотрения. До самого последнего времени опыты, производившиеся с целью обнаружить хотя бы следы подробного поглощения тяготения, не давали положительных результатов. Лишь в 1920 г. удалось[34], повидимому, получить результат, который указывает на некоторое ослабление силы тяготения, при действии ее через тела большой плотности (ртуть, свинец). При этих опытах свинцовый шар, весом около 1300 килогр., окружался 100 килогр. ртути так, чтобы она не касалась шара: при этом наблюдалось уменьшение веса свинцового шара на 2 миллионные доли грамма.

В другой серии опытов того же ученого тяготение действовало через толстый слой свинца (именно, через призму весом 600 пудов, при этом вес шара уменьшался на 2 миллионных грамма).

Однако, интересные данные этих опытов далеко нельзя считать решающими; они нуждаются в тщательной проверке новыми опытами, с целью установить, действительно ли уменьшение веса в данном случае обусловлено поглощением тяготения, а не вызывается какими-либо другими причинами.

К главе VII 4. Падение в мировом пространстве

Полет пушечного ядра Жюля Верна на Луну можно рассматривать как случай падения тела в мировом пространстве под влиянием силы тяготения. Поэтому, прежде чем рассматривать условия его полета, полезно рассмотреть такую, например, задачу из области небесной механики:

Во сколько времени упал бы на Солнце земной шар, если бы по какой-либо причине прекратилось его движение по орбите?

Задачи подобного рода легко разрешаются на основании третьего закона Кеплера: квадраты времен обращения (планет и комет) относятся как кубы их средних расстояний от Солнца. В нашем случае мы можем земной шар, летящий прямо к Солнцу, уподобить воображаемой комете, движущейся по сильно вытянутому и сжатому эллипсу, крайние точки которого расположены: одна — близ земной орбиты, другая — в центре Солнца. Среднее расстояние такой кометы от Солнца, очевидно, вдвое меньше среднего расстояния Земли. Вычислим, каков должен был бы быть период обращения этой воображаемой кометы. Составим на основании третьего закона Кеплера, пропорцию:

Период обращения Земли равен 365 сутк.; среднее расстояние ее от Солнца примем за единицу, и тогда ср. расст. кометы выразится ½. Пропорция принимает вид:

откуда

или:

Но нас интересует не полный период обращения этой воображаемой кометы, а половина периода, т.-е. продолжительность полета в один конец — от земной орбиты до Солнца: это и будет искомое время падения Земли на Солнце. Оно равно

Итак, чтобы узнать, во сколько времени Земля упала бы на Солнце, нужно продолжительность года разделить на √32, т.-е. на 5,6.