Testele de relativitate generală servesc la stabilirea dovezilor observaționale pentru teoria relativității generale. Primele trei teste, propuse de Einstein în 1915, au vizat precesia „anormală” a periheliului lui Mercur, curbarea luminii în câmpurile gravitaționale și deplasarea spre roșu gravitațională. Precesiunea lui Mercur era deja cunoscută; experimentele care arătau o curbare a luminii în conformitate cu predicțiile relativității generale au fost găsite în 1919, măsurătorile de precizie crescând în testele ulterioare, iar măsurarea astrofizică a deplasării spre roșu gravitaționale a fost revendicată a fi măsurată în 1925, deși măsurătorile suficient de sensibile pentru a confirma teoria nu au fost făcute decât în 1954. Un program de teste mai exacte, începând cu anul 1959, a testat diferite predicții ale relativității generale cu un grad suplimentar de precizie în limita câmpului gravitațional slab, limitând sever posibilele devieri față de teorie.
În anii 1970, au început să se facă teste suplimentare, începând cu măsurarea de către Irwin Shapiro a întârzierii relativiste a timpului de deplasare a semnalului radar în apropierea soarelui. Începând din 1974, Hulse, Taylor și alții au studiat comportamentul pulsarilor binari care se confruntă cu câmpuri gravitaționale mult mai puternice decât cele găsite în sistemul solar. Atât în limita câmpului slab (ca în sistemul solar), cât și cu câmpurile mai puternice prezente în sistemele de pulsari binari, predicțiile relativității generale au fost extrem de bine testate la nivel local.
În februarie 2016, echipa Advanced LIGO a anunțat că a detectat direct unde gravitaționale de la o fuziune cu gaura neagră. Această descoperire, împreună cu detectările suplimentare anunțate în iunie 2016 și iunie 2017, au testat relativitatea generală în limita foarte puternică a câmpului, neobservând până în prezent nici o abatere de la teorie.
Albert Einstein a propus trei teste ale relativității generale, numite ulterior testele clasice ale relativității generale, în 1916:
- precesiunea periheliului orbitei lui Mercur
- devierea luminii de către Soare
- deplasarea spre roșu gravitațională a luminii
În scrisoarea către The Times din Londra, din 28 noiembrie 1919, el a descris teoria relativității și a mulțumit colegilor săi englezi pentru înțelegerea și testarea muncii sale. El a menționat de asemenea trei teste clasice cu comentarii:
„Atracția principală a teoriei constă în completitudinea ei logică, dacă una singură dintre concluziile extrase din ea se dovedește a fi greșită, trebuie abandonată; modificarea acesteia fără a distruge întreaga structură pare imposibilă”.
Precesiunea periheliului lui Mercur
(Tranzitul lui Mercur pe data de 8 noiembrie 2006 cu petele solare # 921, 922 și 923.)
În fizica newtoniană, un sistem de două corpuri constând dintr-un singur obiect care orbitează o masă sferică ar fi urmărit o elipsă cu masa sferică în un focar. Punctul cel mai apropiat, numit periapsis (sau, deoarece corpul central al sistemului solar este Soarele, periheliu), este fixat. O serie de efecte în sistemul solar provoacă periheliile planetelor să aibă precesie (să se rotească) în jurul Soarelui. Cauza principală este prezența altor planete care perturbă orbita celorlalte. Un alt efect (mult mai puțin semnificativ) este elipticitatea soarelui.
Mercurul se abate de la precesiunea prezisă din aceste efecte newtoniene. Această rată anormală de precesiune a periheliului orbitei lui Mercur a fost recunoscută pentru prima dată în 1859 ca o problemă în mecanica cerească, de Urbain Le Verrier. Reanaliza lui a observațiilor temporale disponibile a tranzitelor lui Mercur peste discul Soarelui din 1697 până în 1848 a arătat că rata reală a precesiunii nu a fost în acord cu cea prognozată din teoria lui Newton de 38″ (arc secunde) pe secol tropical (mai târziu reevaluată la 43″ de Simon Newcomb în 1882. Au fost propuse câteva soluții ad-hoc în cele din urmă nereușite, care aveau tendința de a introduce mai multe probleme.
În relativitatea generală, această precesie, sau schimbarea orientării elipsei orbitale în planul ei orbital, se explică prin gravitația mediată de curbura spațiului. Einstein a arătat că relativitatea generală este în acord cu cantitatea observată de schimbare a periheliilor. Acesta a fost un factor puternic care motivează adoptarea relativității generale.
Deși măsurătorile anterioare ale orbitelor planetare au fost făcute cu ajutorul telescoapelor convenționale, măsurătorile mai precise sunt făcute acum cu ajutorul radarului. Precesia totală observată a lui Mercur este de 574,10″± 0,65 pe secol față de ICRF inerțial. Această precesie poate fi atribuită următoarelor cauze:
| Valoarea (arcsec/secol iulian) | Cauză |
|---|---|
| 532.3035 | Atracția gravitațională a altor corpuri solare |
| 0.0286 | Elipticitatea Soarelui (moment cvadrupol) |
| 42.9799 | Efecte gravitoelectrice (asemănătoare cu Schwarzschild) |
| −0.0020 | Precesia Lense–Thirring |
| 575.31 | Total prezisă |
| 574.10±0.65 | Observată |
(Precesiunea periheliului lui Mercur)
Corecția cu 42.98 „este de 3/2 multiplu al predicției clasice cu parametrii PPN γ = β = 1. Astfel, efectul poate fi explicat pe deplin prin relativitatea generală. Calculele mai recente, bazate pe măsurători mai precise, nu au schimbat semnificativ situația.
În relativitatea generală, deplasarea periheliilor σ, exprimată în radiani pe revoluție, este dată de:
σ = 24π3L2/T2c2(1 – e2),
unde L este axa semi-majoră, T este perioada orbitală, c este viteza luminii și e este excentricitatea orbitală.
Celelalte planete se confruntă și ele cu deplasări de perihelii, dar, deoarece sunt mai departe de Soare și au perioade mai lungi, schimbările lor sunt mai mici și nu au putut fi observate cu exactitate decât după Mercur. De exemplu, schimbarea periheliului orbitei Pământului datorită relativității generale este de 3,84″ pe secol, iar la Venus este de 8,62″. Ambele valori au fost măsurate acum, cu rezultate bune în acord cu teoria. De asemenea, schimbarea periapsisului a fost măsurată pentru sistemele binare de pulsari, cu PSR 1913+16 în valoare de 4,2º pe an. Aceste observații sunt în concordanță cu relativitatea generală. Este, de asemenea, posibil să se măsoare schimbarea periapsisului în sistemele binare de stele care nu conțin stele ultra-dense, dar este mai dificil de a modela efectele clasice precis – de exemplu, alinierea rotației stelelor la planul lor orbital trebuie să fie cunoscute și sunt greu de măsurat direct. Câteva sisteme, cum ar fi DI Herculis, au fost măsurate fiind considerate cazuri de testare a relativității generale.
Devierea luminii de către Soare
(Una dintre fotografiile lui Eddington despre experimentul eclipselor solare din 1919, prezentată în lucrarea sa din 1920 care anunță succesul său)
Henry Cavendish în 1784 (într-un manuscris nepublicat) și Johann Georg von Soldner în 1801 (publicat în 1804) au arătat că gravitația newtoniană prezice faptul că lumina stelelor se va curba în jurul unui obiect masiv. Aceeași valoare ca cea a lui Soldner a fost calculată de Einstein în 1911 numai pe baza principiului echivalenței. Cu toate acestea, în 1915, Einstein a notat că în procesul de dezvoltare a relativității generale rezultă că rezultatul său (și astfel al lui Soldner) din 1911 este doar jumătate din valoarea corectă. Einstein a fost primul care a calculat valoarea corectă pentru curbarea luminii.
Prima observație a devierii luminii a fost efectuată prin notarea schimbării poziției stelelor pe măsură ce acestea au trecut lângă Soare pe sfera cerească. Observațiile au fost realizate de Arthur Eddington și de colaboratorii săi în timpul eclipsei totale a soarelui din 29 mai 1919, când stelele din apropierea Soarelui (la acel moment în constelația Taurus) puteau fi observate. Observațiile au fost făcute simultan în orașele Sobral, Ceará, Brazilia și São Tomé și Príncipe, pe coasta de vest a Africii. Rezultatul a fost considerat o știre spectaculoasă și a ținut prima pagină a majorității ziarelor importante. Ea a făcut ca Einstein și teoria sa a relativității generale să ajungă celebri pe plan mondial. Când a fost întrebat de către asistentul său ce reacție ar fi avut dacă relativitatea generală nu ar fi fost confirmată de Eddington și Dyson în 1919, Einstein a făcut faimoasa afirmație: „Atunci mi-ar fi părut rău pentru Dumnezeu. Teoria este oricum corectă.”
Precizia inițială, cu toate acestea, a fost slabă. Rezultatele, au susținut unii, au fost afectate de eroarea sistematică și posibil de prejudecata de confirmare, deși reanaliza modernă a setului de date sugerează că analiza lui Eddington a fost corectă. Măsura a fost repetată de o echipă de la Lick Observatory în eclipsa din 1922, cu rezultate care au fost de acord cu rezultatele din 1919 și au fost repetate de mai multe ori de atunci, mai ales în 1953 de către astronomii de la observatorul Yerkes și în 1973 de o echipă de la Universitatea din Texas. Incertitudinea considerabilă a rămas în aceste măsurători timp de aproape cincizeci de ani, până când observațiile au început să se facă la frecvențe radio. În timp ce Soarele este prea aproape pentru ca un inel Einstein să se afle în afara coroanei sale, un asemenea inel format de devierea luminii din galaxii îndepărtate a fost observat pentru o stea din apropiere.
Deplasarea gravitațională spre roșu a luminii
(Deplasarea gravitațională spre roșu a luminii în timp ce se deplasează în sus contra unui câmp gravitațional (cauzat de steaua galbenă de mai jos).)
Einstein a prezis deplasarea spre roșu gravitațională a luminii din principiul echivalenței din 1907 și a anticipat că acest efect ar putea fi măsurat în liniile spectrale ale unei stele pitice albe, care are un câmp gravitațional foarte mare. Încercările inițiale de măsurare a deplasării spre roșu gravitațională a spectrului lui Sirius-B au fost făcute de Walter Sydney Adams în 1925, dar rezultatul a fost criticat ca fiind inutilizabil datorită contaminării din lumina stelei primare Sirius (mult mai strălucitoare). Prima măsurare precisă a deplasării spre roșu gravitațională a unei pitice albe a fost făcută de Popper în 1954, măsurând o deplasarea spre roșu gravitațională de 21 km/sec la 40 Eridani B.
Deplasarea spre roșu a lui Sirius B a fost în cele din urmă măsurată de Greenstein et al. în 1971, obținând valoarea deplasării spre roșu gravitațională de 89±19 km/sec, cu măsurători mai precise prin Telescopul spațial Hubble, care arată 80,4±4,8 km/sec.
Teste de relativitate specială
Teoria generală a relativității încorporează teoria specială a relativității lui Einstein și, prin urmare, testul relativității speciale verifică și aspecte ale relativității generale. Ca o consecință a principiului de echivalență, invarianța Lorentz se păstrează local în cadre de referință care nu se rotesc, care cad în mod liber. Experimentele legate de relativitatea specială și invarianța Lorentz (adică atunci când efectele gravitaționale pot fi neglijate) sunt descrise în testele de relativitate specială.
Lasă un răspuns