La relatividad general
Antecedentes
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La relatividad general o la teoría general de la relatividad es la geométrica la teoría de la gravitación publicada por Albert Einstein en 1916. Es la descripción del estado de la técnica de la gravedad en la moderna física . Unifica la relatividad especial y La ley de Newton de la gravitación universal, y describe la gravedad como una propiedad de la geometría de espacio y tiempo, o espacio tiempo. En particular, la curvatura del espacio-tiempo está directamente relacionada con la cuatro impulso ( masa-energía y lineal impulso ) de cualquier materia y radiación están presentes. La relación se especifica por el Ecuaciones de campo de Einstein, un sistema de ecuaciones diferenciales parciales .
Las predicciones de la relatividad general difieren significativamente de los de la física clásica, especialmente en relación con el paso del tiempo, la geometría del espacio, el movimiento de los cuerpos en caída libre, y la propagación de la luz . Ejemplos de tales diferencias incluyen dilatación gravitacional del tiempo, la corrimiento al rojo gravitacional de la luz, y la retardo de tiempo gravitacional. Predicciones de la relatividad general se han confirmado en todo observaciones y experimentos hasta la fecha. Aunque la relatividad general es no es la única teoría relativista de la gravedad, es el más simple tal teoría de que es consistente con los datos experimentales. Sin embargo, quedan preguntas sin respuesta, siendo el más importante la forma general de la relatividad se puede reconciliar con las leyes de la física cuántica para producir una teoría completa y auto-consistente de la gravedad cuántica.
La teoría de Einstein tiene aplicaciones astrofísicas importantes. Se apunta hacia la existencia de agujeros negros -regiones del espacio en el que el espacio y el tiempo están distorsionados de tal manera que nada, ni siquiera la luz, puede escapar, como un estado final de masivas estrellas . Hay pruebas de que tales agujeros negros estelares, así como variedades más masivas de agujero negro son responsables de la intensa radiación emitida por ciertos tipos de objetos astronómicos, tales como núcleos galácticos activos o microcuásares. La curvatura de la luz por la gravedad puede conducir al fenómeno de la lentes gravitacionales, donde varias imágenes del mismo objeto astronómico distante son visibles en el cielo. La relatividad general también predice la existencia de ondas gravitacionales, que ya han sido medidos indirectamente; una medición directa es el objetivo de proyectos como LIGO. Además, la relatividad general es la base del actual cosmológicos modelos de un universo en expansión.
| La relatividad general |
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| Introducción Formulación matemática Recursos |
Conceptos fundamentales |
Fenómenos Problema de Kepler · Lentes · Ondas Torsión por arrastre · Efecto geodésico Horizonte de eventos · Singularidad Agujero negro |
Ecuaciones Gravedad linealizada Formalismo post-newtoniana Ecuaciones de campo de Einstein Ecuación geodésica Ecuaciones de Friedmann ADM formalismo BSSN formalismo Ecuación de Hamilton-Jacobi-Einstein |
Teorías avanzadas Kaluza-Klein La gravedad cuántica |
Soluciones Schwarzschild Reissner-Nordström · Gödel Kerr · Kerr-Newman Kasner · Taub-NUT · Milne · Robertson-Walker de onda pp · polvo van Stockum |
Los científicos Einstein · Lorentz · Hilbert · Poincaré · Schwarzschild · Sitter · Reissner · Nordström · Weyl · Eddington · Friedman · Milne · Zwicky · Lemaître · Gödel · Wheeler · Robertson · Bardeen · Walker · Kerr · Chandrasekhar · Ehlers · Penrose · Hawking · Taylor · Hulse · Stockum · Taub · Hombre Nuevo Yau · Thorne otros |
Espacio Tiempo Espacio Tiempo Espaciotiempo de Minkowski Diagramas espacio-tiempo Espacio-tiempo en la relatividad general |
Historia
Poco después de la publicación de la teoría especial de la relatividad en 1905, Einstein comenzó a pensar en cómo incorporar la gravedad en su nuevo marco relativista. En 1907, comenzando con un simple pensó experimento con un observador en caída libre, se embarcó en lo que sería una búsqueda de ocho años para una teoría relativista de la gravedad. Después de numerosos desvíos y falsos comienzos, su trabajo culminó con la de noviembre de 1915 a la presentación Academia Prusiana de Ciencias de lo que ahora se conoce como el Ecuaciones de campo de Einstein. Estas ecuaciones especifican cómo la geometría del espacio y el tiempo está influenciado por lo que importa es el presente y forman el núcleo de la teoría general de la relatividad de Einstein.
Las ecuaciones de campo de Einstein son no lineal y muy difícil de resolver. Einstein utilizó métodos de aproximación en la elaboración de las predicciones iniciales de la teoría. Pero ya en 1916, el astrofísico Karl Schwarzschild encontró la primera solución exacta no trivial a las ecuaciones de campo de Einstein, la denominada solución de Métrica de Schwarzschild. Esta solución se sentaron las bases para la descripción de las etapas finales del colapso gravitacional, y los objetos conocidos hoy como los agujeros negros . En el mismo año, los primeros pasos hacia la generalización de la solución de Schwarzschild para eléctricamente cargadas se tomaron los objetos, que finalmente dio lugar a la Solución Reissner-Nordström, ahora asociado con agujeros negros cargados. En 1917, Einstein aplicó su teoría al universo como un todo, iniciando el campo de la relativista cosmología . En línea con el pensamiento contemporáneo, que asumió un universo estático, añadiendo un nuevo parámetro en sus ecuaciones de campo originales -la constante cosmológica a reproducir esa "observación". Para 1929, sin embargo, el trabajo de Hubble y otros habían demostrado que nuestro universo se está expandiendo. Esto se describe fácilmente por las soluciones cosmológicas expansión encontrados por Friedmann en 1922, que no requieren de una constante cosmológica. Lemaître utilizar estas soluciones para formular la primera versión de los grandes de la explosión modelos, en los que nuestro universo ha evolucionado a partir de un estado anterior extremadamente caliente y denso. Einstein más tarde declaró que la constante cosmológica el mayor error de su vida.
Durante ese período, la relatividad general se mantuvo en una especie de curiosidad entre las teorías físicas. Era claramente superior a La gravedad newtoniana, siendo consistente con la relatividad especial y la contabilidad de varios efectos no explicados por la teoría newtoniana. El mismo Einstein había demostrado en 1915 cómo su teoría explica la anómala avance del perihelio del planeta Mercurio sin parámetros arbitrarios ("factores de dulce de azúcar"). Del mismo modo, una expedición de 1919 dirigido por Eddington confirmó la predicción de la relatividad general para la desviación de la luz estelar por el Sol, por lo que Einstein inmediatamente famoso. Sin embargo, la teoría entró en la corriente principal de la la física teórica y la astrofísica sólo con los acontecimientos ocurridos entre aproximadamente 1960 y 1975, ahora conocido como el Edad de oro de la relatividad general. Los físicos comenzaron a entender el concepto de un agujero negro , y para identificar manifestación astrofísico de estos objetos como cuásares. Pruebas del sistema solar cada vez más precisas confirmaron poder predictivo de la teoría, y la cosmología relativista, también, se convirtió en susceptible de dirigir las pruebas observacionales.
De la mecánica clásica a la relatividad general
La relatividad general se entiende mejor mediante el examen de sus similitudes con y salidas desde la física clásica. El primer paso es la comprensión de que la mecánica clásica y la ley de gravedad de Newton admiten una descripción geométrica. La combinación de esta descripción con las leyes de los resultados de la relatividad especial en una derivación heurística de la relatividad general.
Geometría de la gravedad de Newton
En la base de la mecánica clásica es la noción de que un el movimiento del cuerpo puede ser descrito como una combinación de libre (o inercial) movimiento, y las desviaciones de este movimiento libre. Estas desviaciones son causadas por fuerzas externas que actúan sobre un cuerpo, de acuerdo con el segundo de Newton ley del movimiento , que establece que la fuerza que actúa sobre un cuerpo es igual a (inercial) de ese cuerpo de masa veces su aceleración . Los movimientos de inercia preferidos están relacionados con la geometría de el espacio y el tiempo : en la norma marcos de referencia de la mecánica clásica, los objetos en movimiento libre se mueven a lo largo de líneas rectas a velocidad constante. En lenguaje moderno, sus caminos son geodésicas, recto líneas mundiales en espacio tiempo.
Por el contrario, se podría esperar que los movimientos de inercia, una vez identificados mediante la observación de los movimientos reales de los cuerpos y hacer provisiones para las fuerzas externas (como el electromagnetismo o fricción), se puede utilizar para definir la geometría del espacio, así como un tiempo de de coordenadas. Sin embargo, hay una ambigüedad una vez la gravedad entra en juego. De acuerdo a Ley de la gravedad de Newton, y verificada independientemente por los experimentos como el de Eötvös y sus sucesores (ver Eötvös experimento), hay una universalidad de caída libre (también conocido como el débil principio de equivalencia, o la igualdad universal de la masa inercial y pasivo-gravitacional): la trayectoria de un cuerpo de prueba en caída libre sólo depende de su posición y la velocidad inicial, pero no en cualquiera de sus propiedades del material. Una versión simplificada de este se materializa en el experimento del ascensor de Einstein, que se ilustra en la figura de la derecha: para un observador en una pequeña habitación cerrada, es imposible decidir, mediante la asignación de la trayectoria de los cuerpos, como un balón a tierra, si la habitación está en reposo en un campo gravitatorio, o en el espacio libre de a bordo de un cohete acelerado.
Dada la universalidad de caída libre, no hay distinción entre observable movimiento inercial y el movimiento bajo la influencia de la fuerza gravitacional. Esto sugiere la definición de una nueva clase de movimiento inercial, es decir, que los objetos en caída libre bajo la influencia de la gravedad. Esta nueva clase de movimientos preferidos, también, define una geometría del espacio y el tiempo en términos matemáticos, es el movimiento geodésico asociado con una específica conexión que depende de la gradiente de la potencial gravitacional. El espacio, en esta construcción, todavía tiene la ordinaria geometría euclidiana . Sin embargo, el espacio tiempo como un todo es más complicado. Como se muestra, utilizando simples pensado experimentos siguiendo las trayectorias de caída libre de las diferentes partículas de prueba, el resultado del transporte de vectores del espacio-tiempo que puede denotar la velocidad de una partícula (vectores de tiempo similar) variará con la trayectoria de la partícula; matemáticamente hablando, la conexión de Newton no es integrable. A partir de esto, se puede deducir que el espacio-tiempo es curvo . El resultado es una formulación geométrica de la gravedad newtoniana utilizando sólo conceptos covariantes, es decir, una descripción que es válida en cualquier sistema de coordenadas deseado. En esta descripción geométrica, en efectos de la marea aceleración relativa de los cuerpos en caída libre-están relacionados con la derivada de la conexión, que muestra cómo la geometría modificada es causada por la presencia de la masa.
Generalización relativista
Tan intrigante como geométrico gravedad newtoniana puede ser, su base, la mecánica clásica, no es más que un caso límite de relativistas (especiales) la mecánica. En el lenguaje de la simetría : donde la gravedad puede ser descuidado, la física es Lorentz invariante como en la relatividad especial en lugar de Galilei invariante como en la mecánica clásica. (La simetría definición de la relatividad especial es el Grupo de Poincaré, que también incluye traducciones y rotaciones.) Las diferencias entre los dos se vuelven significativas cuando se trata de velocidades cercanas a la velocidad de la luz , y con los fenómenos de alta energía.
Con la simetría de Lorentz, estructuras adicionales entra en juego. Se definen por el conjunto de los conos de luz (ver la imagen de la izquierda). Los conos de luz definen una estructura causal: para cada evento A, hay un conjunto de eventos que puede, en principio, bien influir o ser influidos por A través de señales o interacciones que no necesitan viajar más rápido que la luz (como evento B en la imagen), y un conjunto de eventos para los que tal influencia no es posible (como evento C en la imagen). Estos conjuntos son independientes del observador. En conjunción con el mundo líneas de partículas en caída libre, los conos de luz pueden ser usados para reconstruir métrica semi-riemanniana del espacio-tiempo, al menos hasta un factor escalar positivo. En términos matemáticos, esto define una estructura conformal.
La relatividad especial se define en la ausencia de gravedad, por lo que para las aplicaciones prácticas, es un modelo adecuado siempre que la gravedad puede ser descuidado. Traer gravedad en juego, y asumiendo la universalidad de la caída libre, un razonamiento análogo al igual que en el apartado anterior se aplica: no hay mundial sistemas inerciales. En cambio, hay marcos inerciales aproximadas móviles partículas junto con la caída libre. Traducido al lenguaje del espacio-tiempo: la recta líneas de tiempo similar que definen un marco inercial libre de gravedad se deforman a las líneas que se curvan uno respecto al otro, lo que sugiere que la inclusión de gravedad requiere un cambio en la geometría espacio-tiempo.
A priori, no está claro si los nuevos marcos locales en caída libre coincidir con los marcos de referencia en el que las leyes de la relatividad especial de sujeción que la teoría se basa en la propagación de la luz, y por lo tanto en el electromagnetismo , que podría tener un conjunto diferente de marcos preferido. Pero el uso de diferentes supuestos sobre los marcos especiales relativista (como su ser tierra-fijo, o en caída libre), se puede derivar diferentes predicciones para el corrimiento al rojo gravitacional, es decir, la forma en que la frecuencia de la luz cambia como la luz se propaga a través de un campo gravitatorio (cf. más adelante ). Las mediciones reales muestran que los marcos en caída libre son aquellos en los que la luz se propaga como lo hace en la relatividad especial. La generalización de esta declaración, a saber, que las leyes de la relatividad especial espera a buena aproximación en caída libre (y no rotativo) marcos de referencia, que se conoce como el Einstein principio de equivalencia, un principio rector fundamental para la generalización de la física relativista especiales para incluir la gravedad.
Los mismos datos experimentales muestran que el tiempo medido por los relojes en un campo gravitacional el momento adecuado, para dar el término no-técnico no seguir las reglas de la relatividad especial. En el lenguaje de la geometría del espacio-tiempo, no se mide por el Métrica de Minkowski. Como en el caso newtoniano, esto es sugerente de una geometría más general. A pequeña escala, todos los marcos de referencia que están en caída libre son equivalentes, y aproximadamente Minkowski. En consecuencia, ahora estamos tratando con una generalización curvada del espacio de Minkowski. La tensor métrico que define la geometría, en particular, cómo se longitudes y ángulos no miden-es la métrica de Minkowski de la relatividad especial, es una generalización conocida como semi o pseudo-riemanniana métrica. Además, cada métrica de Riemann se asocia naturalmente con un tipo particular de conexión, el Conexión de Levi-Civita, y este es, de hecho, la conexión que satisface el principio de equivalencia y hace espacio localmente minkowskiana (es decir, en coordenadas adecuadas "localmente inerciales", la métrica de Minkowski es, y sus derivados y los coeficientes de conexión desaparecen) .
Las ecuaciones de Einstein
Después de haber formulado la versión relativista, geométrica de los efectos de la gravedad, la cuestión de la fuente de gravedad permanece. En la gravedad newtoniana, la fuente es la masa. En la relatividad especial, la masa resulta ser parte de una cantidad más general llamado tensor energía-impulso, que incluye tanto energía y momentum densidades así como estrés (es decir, presión y cizallamiento). Utilizando el principio de equivalencia, este tensor se generaliza fácilmente a espacio-tiempo curvo. Dibujo además a la analogía con la gravedad newtoniana geométrica, es natural suponer que la ecuación de campo de gravedad se relaciona este tensor y la Tensor de Ricci, que describe una clase particular de efectos de marea: el cambio de volumen para una pequeña nube de partículas de prueba que son inicialmente en reposo, y luego caen libremente. En la relatividad especial, conservación de la energía-impulso corresponde a la afirmación de que el tensor de energía-momento es -divergencia libre. Esta fórmula también se generaliza fácilmente para curvado espacio-tiempo mediante la sustitución de las derivadas parciales con sus homólogos de curvas colector, derivadas covariantes. Con esta condición, la divergencia covariante adicional del tensor de energía-momento, y por lo tanto de lo que está en el otro lado de la ecuación, es cero el conjunto más simple de las ecuaciones son lo que se llama (de campo) las ecuaciones de Einstein:
En el lado de la izquierda es una combinación específica-divergencia libre de la Tensor de Ricci 
y la métrica conocida como la Tensor de Einstein. En particular,
es el escalar de curvatura. El propio tensor de Ricci está relacionada con el tensor de curvatura de Riemann más general como
En el lado derecho, T ab es el tensor de energía-impulso. Todos los tensores están escritos en notación índice abstracto. Coincidencia de la predicción de la teoría a resultados observacionales para planetaria órbitas (o, equivalentemente, asegurando que la débil gravedad, límite de baja velocidad es la mecánica de Newton), la constante de proporcionalidad se pueden fijar como κ = 8π G / c 4, con la G constante gravitacional y c la velocidad de la luz . Cuando no hay materia presente, por lo que el tensor de energía-momento se desvanece, el resultado es el vacío ecuaciones de Einstein,
Hay alternativas a la relatividad general construida sobre las mismas instalaciones, que incluyen normas y / o restricciones adicionales, que conducen a diferentes ecuaciones de campo. Ejemplos son Teoría de Brans-Dicke, Teleparalelismo, y La teoría de Einstein-Cartan.
Definición y aplicaciones básicas
La derivación se indica en la sección anterior contiene toda la información necesaria para definir la relatividad general, describir sus propiedades clave, y abordar una cuestión de importancia crucial en la física, es decir, cómo la teoría puede ser utilizado para la construcción de modelos.
Definición y propiedades básicas
La relatividad general es una teoría métrica de la gravitación . En su parte central se encuentran Las ecuaciones de Einstein, que describen la relación entre la geometría de cuatro dimensiones, semi- Riemann colector que representa espacio-tiempo, por una parte, y la energía-impulso contenida en el espacio-tiempo que en el otro. Fenómenos que en la mecánica clásica se atribuyen a la acción de la fuerza de gravedad (tales como caida libre, movimiento orbital, y astronave trayectorias), corresponden a movimiento inercial dentro de una geometría curva del espacio-tiempo en la relatividad general; no hay fuerza gravitacional desviar objetos de sus caminos rectos, naturales. En su lugar, la gravedad corresponde a los cambios en las propiedades del espacio y el tiempo, que a su vez modifica los caminos-rectas posible que los objetos seguirá naturalmente. La curvatura está, a su vez, causada por la energía-impulso de la materia. Parafraseando el relativista John Archibald Wheeler, el espacio-tiempo le dice a la materia cómo moverse; la materia le dice el espacio-tiempo cómo curvarse.
Mientras que la relatividad general sustituye a la potencial gravitacional escalar de la física clásica por un simétrico rango de dos tensor, este último se reduce a la antigua, en cierta casos límite. Para campos gravitatorios débiles y velocidad lenta con respecto a la velocidad de la luz, las predicciones de la teoría convergen en los de La ley de Newton de la gravedad.
Como se construye utilizando tensores, exhibiciones de la relatividad general covariancia general: sus leyes-y otras leyes formuladas en el marco de la relatividad general-toma en la misma forma en todos los sistemas de coordenadas. Además, la teoría no contiene ningún geométricas estructuras de fondo invariables. Por lo tanto, satisface una más estricta principio general de la relatividad, a saber, que la leyes de la física son las mismas para todos los observadores. Localmente, tal como se expresa en el principio de equivalencia, el espacio-tiempo es Minkowski, y las leyes de la física de exposiciones invariancia Lorentz local.
El fomento de Modelo
El concepto central de la construcción de modelos-relativistas es el de un solución de las ecuaciones de Einstein. Teniendo en cuenta tanto las ecuaciones de Einstein y las ecuaciones adecuadas para las propiedades de la materia, una solución de este tipo consiste en un colector específico semi-Riemann (generalmente definida por dar la métrica en coordenadas específicas), y campos de materia específicos definidos en dicha colector. La materia y la geometría deben satisfacer las ecuaciones de Einstein, por lo que, en particular, la energía-impulso tensor de la materia deben ser divergencia libre. El asunto debe, por supuesto, también satisfacer wheatever se impusieron ecuaciones adicionales en sus propiedades. En definitiva, una solución de este tipo es un modelo de universo que satisfaga a las leyes de la relatividad general, y las leyes posiblemente adicionales que regulan cualquier asunto pudiera estar presente.
Las ecuaciones de Einstein son no lineales de ecuaciones diferenciales parciales y, como tal, difícil de resolver con exactitud. Sin embargo, un número de soluciones exactas son conocidas, aunque sólo unos pocos tienen aplicaciones físicas directas. Las soluciones exactas más conocidos, y también los más interesantes desde el punto de vista de la física, son los Solución de Schwarzschild, la Solución Reissner-Nordström y la Kerr métrico, cada uno correspondiente a un determinado tipo de agujero negro en un universo por lo demás vacío, y el Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker y universos de Sitter, cada uno describiendo un cosmos en expansión. Soluciones exactas de gran interés teórico incluyen la Gödel universo (que abre la posibilidad intrigante de viaje en el tiempo en espacio-tiempos curvos), la Solución Taub-NUT (un modelo de universo que es homogénea, pero anisotrópico), y Espacio anti-de Sitter (que ha llegado recientemente a la prominencia en el contexto de lo que se llama la Maldacena conjetura).
Dada la dificultad de encontrar soluciones exactas, las ecuaciones de campo de Einstein también se resuelven con frecuencia por la integración numérica en un ordenador, o bien considerando las pequeñas perturbaciones de las soluciones exactas. En el campo de relatividad numérica, se emplean potentes ordenadores para simular la geometría del espacio-tiempo y para resolver las ecuaciones de Einstein para situaciones interesantes, como colisión de dos agujeros negros . En principio, estos métodos pueden ser aplicados a cualquier sistema, dados los recursos informáticos suficientes, y pueden abordar cuestiones fundamentales como singularidades desnudas. Soluciones aproximadas también pueden ser encontrados teorías de perturbación tales como la gravedad linealizado y su generalización, la expansión post-newtoniana, los cuales fueron desarrollados por Einstein. Esta última ofrece un enfoque sistemático para la solución de la geometría de un espacio-tiempo que contiene una distribución de la materia que se mueve lentamente en comparación con la velocidad de la luz. La expansión implica una serie de términos; los primeros términos representan la gravedad newtoniana, mientras que los términos posteriores representan correcciones cada vez más pequeños a la teoría de Newton debido a la relatividad general. Una extensión de esta expansión es la post-newtoniana (PPN) formalismo parametrizada, lo que permite hacer comparaciones cuantitativas entre las predicciones de la relatividad general y teorías alternativas.
Consecuencias de la teoría de Einstein
La relatividad general tiene una serie de consecuencias físicas. Algunos siguen directamente de los axiomas de la teoría, mientras que otros han puesto de manifiesto sólo en el transcurso de los noventa años de investigaciones que siguieron a la publicación inicial de Einstein.
La dilatación del tiempo gravitacional y desplazamiento de frecuencia
Suponiendo que el principio de equivalencia se mantiene, la gravedad influye en el paso del tiempo. Luz enviada abajo en un así gravedad es blueshifted, mientras que la luz enviada en la dirección opuesta (es decir, saliendo del pozo de gravedad) es desplazada hacia el rojo ; En conjunto, estos dos efectos se conocen como el desplazamiento de frecuencia gravitacional. De manera más general, los procesos de cierre a una corrida enorme cuerpo más lentamente en comparación con los procesos que tienen lugar más lejos; Este efecto se conoce como la dilatación del tiempo gravitacional.
Corrimiento al rojo gravitacional se ha medido en el laboratorio y el uso de las observaciones astronómicas. La dilatación del tiempo gravitacional en el campo gravitacional de la Tierra se ha medido varias veces usando relojes atómicos, mientras que la validación en curso se proporciona como un efecto secundario de la operación de la Sistema de Posicionamiento Global (GPS). Las pruebas en campos gravitacionales fuertes son proporcionados por la observación de púlsares binarios. Todos los resultados están de acuerdo con la relatividad general. Sin embargo, en el nivel actual de la precisión, estas observaciones no pueden distinguir entre la relatividad general y otras teorías en las que el principio de equivalencia es válida.
Desviación de la luz y retardo de tiempo gravitacional
La relatividad general predice que el camino de la luz se curva en un campo gravitatorio; luz que pasa a un cuerpo masivo es desviado hacia ese cuerpo. Este efecto ha sido confirmado por la observación de la luz de las estrellas o distante cuásares siendo desviados a medida que pasa el Sol .
Esto y predicciones relacionadas deduce del hecho de que la luz sigue lo que se llama una luz similar o nula geodésica una generalización de las líneas rectas a lo largo de la cual la luz viaja en la física clásica. Tales geodésicas son la generalización de la invariancia de velocidad de la luz en la relatividad especial . Como uno examina espaciotiempos modelo adecuados (ya sea en el exterior Solución de Schwarzschild o, por más de una sola masa, la expansión post-newtoniana), varios efectos de la gravedad sobre la propagación de la luz emergen. Aunque la curvatura de la luz también se puede derivar mediante la ampliación de la universalidad de la caída libre de la luz , el ángulo de desviación que resulta de estos cálculos es sólo la mitad del valor dado por la relatividad general.
En estrecha relación con desviación de la luz es el retraso gravitacional tiempo (o efecto Shapiro), el fenómeno de que las señales de luz tardan más en pasar a través de un campo gravitatorio que lo harían en ausencia de ese campo. Ha habido numerosas pruebas exitosas de esta predicción. En el parametrizada formalismo post-newtoniana (PPN), las mediciones tanto de la desviación de la luz y el tiempo de retardo gravitacional determinar un parámetro llamado 
, Que codifica la influencia de la gravedad en la geometría del espacio.
Las ondas gravitacionales
Una de las varias analogías entre la gravedad de campo débil y el electromagnetismo es que, de forma análoga a las ondas electromagnéticas , hay ondas gravitacionales: ondas en la métrica del espacio-tiempo que se propagan en la velocidad de la luz . El tipo más simple de una onda de este tipo puede ser visualizado por su acción sobre un anillo de partículas libremente flotantes (imagen superior a la derecha). Una onda sinusoidal se propaga a través de un anillo como hacia el lector distorsiona el anillo en una característica, de forma rítmica (bajo, imagen animada a la derecha). Desde las ecuaciones de Einstein son no lineal, de manera arbitraria fuertes ondas gravitacionales no obedecen superposición lineal, por lo que su descripción difícil. Sin embargo, para los campos débiles, una aproximación lineal se puede hacer. Estas ondas gravitacionales linealizadas son suficientemente precisos para describir las olas extremadamente débiles que se esperan para llegar aquí en la Tierra de los acontecimientos cósmicos lejanos, que normalmente resultan en distancias relativas aumentando y disminuyendo por 
o menos. Métodos de análisis de datos rutinariamente hacen uso del hecho de que estas ondas pueden ser linealizadas Fourier descompone.
Algunos soluciones exactas describen ondas gravitacionales sin ninguna aproximación, por ejemplo, un tren de onda que viaja a través del espacio vacío o la llamada Universos Gowdy, variedades de un cosmos en expansión llenas de ondas gravitacionales. Pero para las ondas gravitacionales producidas en situaciones astrofísicamente pertinentes, como la fusión de dos agujeros negros, métodos numéricos son actualmente la única manera de construir modelos apropiados.
Efectos orbitales y la relatividad de la dirección
La relatividad general se diferencia de la mecánica clásica en una serie de predicciones sobre los cuerpos que orbitan. Se predice una rotación general ( precesión) de las órbitas planetarias, así como la degradación orbital causado por la emisión de ondas gravitacionales y los efectos relacionados con la relatividad de la dirección.
Precesión de ápsides
En la relatividad general, la ápsides de cualquier órbita (el punto más cercano de aproximación del cuerpo que orbita al del sistema centro de masas ) se precesión-la órbita no es una elipse , pero similar a una elipse que gira sobre su enfoque, resultando en una rosa-curva como forma (ver imagen). Einstein deriva primero este resultado mediante el uso de una métrica aproximado que representa el límite newtoniano y el tratamiento del cuerpo en órbita como partícula de prueba. Para él, el hecho de que su teoría dio una explicación directa de la desplazamiento del perihelio anómalo del planeta Mercurio , descubierto anteriormente por Urbain Le Verrier en 1859, fue una importante evidencia de que había identificado al fin la forma correcta del ecuaciones del campo gravitatorio.
El efecto también se puede derivar mediante el uso de ya sea la exacta Métrica de Schwarzschild (que describe el espacio-tiempo alrededor de una masa esférica) o la mucho más general formalismo post-newtoniana. Es debido a la influencia de la gravedad en la geometría del espacio y a la contribución de auto-energía a la gravedad de un cuerpo (codificada en el no linealidad de las ecuaciones de Einstein). Precesión relativista se ha observado en todos los planetas que permiten mediciones precisas de precesión (Mercurio, Venus y la Tierra ), así como en sistemas de pulsares binarios, en los que es más grande por cinco órdenes de magnitud.
Decaimiento orbital
De acuerdo con la relatividad general, una sistema binario emitirá ondas gravitacionales, perdiendo así la energía . Debido a esta pérdida, la distancia entre los dos cuerpos que orbitan disminuye, y también lo hace su periodo orbital. Dentro del sistema solar o de corriente estrellas dobles, el efecto es demasiado pequeño para ser observable. No así para su fin pulsar binario, un sistema de dos en órbita las estrellas de neutrones, uno de los cuales es un púlsar: desde el púlsar, los observadores de la Tierra reciben una serie regular de pulsos de radio que pueden servir como un reloj de alta precisión, lo que permite realizar mediciones precisas del periodo orbital. Dado que las estrellas de neutrones son muy compactos, cantidades significativas de energía se emiten en forma de radiación gravitatoria.
La primera observación de una disminución en el periodo orbital debido a la emisión de las ondas gravitacionales fue hecha por Hulse y Taylor, utilizando el púlsar binario PSR1913 + 16 que habían descubierto en 1974. Esta fue la primera detección de ondas gravitacionales, aunque indirecto, para el que fueron galardonados con el 1993 Premio Nobel de Física. Desde entonces, se han encontrado varios otros púlsares binarios, en particular la doble pulsar PSR J0737-3039, en el que ambas estrellas son púlsares.
Precesión geodésica y arrastre de marco
Varios efectos relativistas están directamente relacionados con la relatividad de la dirección. Uno es precesión geodésica: la dirección del eje de una giroscopio en caída libre en espacio-tiempo curvado va a cambiar cuando se compara, por ejemplo, con la dirección de la luz recibida de estrellas lejanas, incluso aunque un giroscopio como representa la forma de mantener una dirección lo más estable posible (" transporte paralelo ") Para el. Luna - Tierra -system, este efecto se ha medido con la ayuda de medición láser lunar. Más recientemente, se ha medido para masas de prueba a bordo del satélite Gravity Probe B con una precisión superior a 1 por ciento.
Cerca de una masa en rotación, no son los llamados gravitomagnético o torsión por arrastre efectos. Un observador distante determinará que los objetos cerca de los medios de conseguir "arrastrado alrededor". Esto es más extrema para agujeros negros en rotación en el que, para cualquier objeto de entrar en una zona conocida como la ergosfera, la rotación es inevitable. Tales efectos pueden ser probadas de nuevo a través de su influencia en la orientación de los giroscopios en caída libre. Pruebas un tanto controversiales se han realizado utilizando el Satélites LAGEOS, confirmando la predicción relativista. Una medición de precisión es el objetivo principal de la Misión Gravity Probe B, con los resultados que se esperan de septiembre de 2008.
Aplicaciones Astrophysical
La lente gravitatoria
La desviación de la luz por la gravedad es responsable de una nueva clase de fenómenos astronómicos. Si un objeto masivo está situado entre el astrónomo y un objeto de destino distante con distancias de masas y relativas apropiadas, el astrónomo verá múltiples imágenes distorsionadas de la meta. Tales efectos se conocen como lente gravitacional. Dependiendo de la configuración, la escala y distribución de la masa, no puede haber dos o más imágenes, un anillo brillante conocido como Anillo de Einstein, o anillos parciales llamados arcos. La ejemplo más temprano fue descubierto en 1979; desde entonces, se han observado más de un centenar de lentes gravitacionales. Incluso si están demasiado cerca uno del otro a resolver las múltiples imágenes, el efecto aún se puede medir, por ejemplo, como un brillo total del objeto de destino; una serie de tales " se ha observado eventos de microlente ".
La lente gravitatoria se ha convertido en una herramienta de la astronomía observacional. Se utiliza para detectar la presencia y distribución de la materia oscura , proporcionar un "telescopio natural" para la observación de galaxias distantes, y para obtener una estimación independiente de la constante de Hubble . Las evaluaciones estadísticas de datos de lentes proporcionan información valiosa sobre la evolución estructural de las galaxias .
La astronomía de ondas gravitacionales
Las observaciones de pulsares binarios proporcionan una fuerte evidencia indirecta de la existencia de las ondas gravitacionales (véase el decaimiento orbital , arriba). Sin embargo, las ondas gravitacionales que nos llegan desde las profundidades del cosmos no se han detectado directamente, que es un objetivo importante de la investigación relacionada con la relatividad de corriente. Varios terrestres detectores de ondas gravitacionales están actualmente en operación, más notablemente los detectores interferométricos GEO 600, LIGO (tres detectores), TAMA 300 y VIRGO. Un detector espacial estadounidense-europeo conjunto, LISA, se encuentra actualmente en fase de desarrollo, con una misión precursora ( LISA Pathfinder) que se lanzará a finales de 2009.
Las observaciones de las ondas gravitacionales prometen para complementar las observaciones en el espectro electromagnético.Se espera que proporcionar información sobre los agujeros negros y otros objetos densos, como las estrellas de neutrones y las enanas blancas, sobre ciertos tipos desupernovasimplosiones, y sobre los procesos en el universo muy temprano, incluyendo la firma de ciertos tipos de hipotéticacuerda cósmica.
Los agujeros negros y otros objetos compactos
Siempre que un objeto se convierte en lo suficientemente compacta, la relatividad general predice la formación de un agujero negro , una región del espacio de la cual nada, ni siquiera la luz, puede escapar. En los modelos actualmente aceptados de la evolución estelar, estrellas de neutrones con alrededor de 1,4 masas solares y los llamados agujeros negros estelares con unos pocos a unas pocas docenas se piensa masas solares para ser el estado final de la evolución de las estrellas masivas. Los agujeros negros supermasivos con unos cuantos millones a unos mil millones de masas solares se consideran la regla y no la excepción en los centros de las galaxias, y su presencia se cree que han desempeñado un papel importante en la formación de galaxias y estructuras cósmicas más grandes.
Astronómicamente, la propiedad más importante de objetos compactos es que proporcionan un mecanismo magníficamente eficiente para convertir la energía gravitacional en radiación electromagnética. acreción, la caída de polvo o materia gaseosa en estelares o agujeros negros supermasivos, se cree que es responsable de algunos espectacularmente luminosa objetos astronómicos, en particular diversos tipos de núcleos activos de galaxias en escalas galácticas y objetos de tamaño estelar como microcuásares. En particular, la acreción pueden conducir a chorros relativistas, centrado haces de partículas altamente energéticas que están siendo arrojadas al espacio a casi la velocidad de la luz . La relatividad general juega un papel central en el modelado de todos estos fenómenos, y las observaciones proporcionan una fuerte evidencia de la existencia de agujeros negros con las propiedades predichas por la teoría.
Los agujeros negros también son codiciados objetivos en la búsqueda de ondas gravitacionales (cf. ondas gravitatorias , arriba). La fusión de los binarios de agujeros negros deben dar lugar a algunos de los más fuertes señales de ondas gravitacionales que alcanzan los detectores aquí en la Tierra, y la fase inmediatamente antes de la fusión ("chirrido") podría ser utilizado como una " candela estándar "para deducir la distancia a la eventos- fusión y por lo tanto servir como una sonda de la expansión cósmica a grandes distancias. Las ondas gravitacionales producidas como estelares hunde agujero negro supermasivo en uno deben proporcionar información directa sobre la geometría del agujero negro supermasivo.
Cosmología
Los modelos actuales de la cosmología se basan en las ecuaciones de Einstein, incluyendoΛ constante cosmológica, que tiene influencia importante en la dinámica a gran escala del cosmos,
donde g ab es la espacio-tiempo métrico. Isotrópico y soluciones homogéneas de estas ecuaciones mejoradas, las soluciones de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker, permiten a los físicos para modelar un universo que se ha desarrollado durante los últimos 14 millones de años a partir de una temprana caliente Big Bang fase. Una vez que un pequeño número de parámetros (por ejemplo media del universo la materia de densidad ) se han fijado por la observación astronómica, más datos observacionales se puede utilizar para poner los modelos a prueba. Las predicciones, todo un éxito, incluyen la abundancia inicial de elementos químicos formados en un período de nucleosíntesis primordial, la estructura a gran escala del universo, y la existencia y propiedades de un " eco térmica "de la década de cosmos, el la radiación cósmica de fondo.
Observaciones astronómicas de la tasa de expansión cosmológica permiten la cantidad total de materia en el universo a estimar, aunque la naturaleza de esa materia sigue siendo un misterio, en parte. Alrededor del 90 por ciento de toda la materia parece ser la llamada materia oscura , que tiene masa (o, equivalentemente, la influencia de la gravedad), pero no interactúa electromagnéticamente y, por lo tanto, no se puede observar directamente. ¡No hay generalmente descripción de este nuevo tipo de materia aceptada, en el marco de conocida la física de partículas o de otro modo. Evidencia observacional de las encuestas de corrimiento al rojo lejano supernovas y las mediciones de la radiación cósmica de fondo también muestran que la evolución de nuestro universo está influenciada significativamente por una constante cosmológica que resulta en una aceleración de la expansión cósmica o, equivalentemente, por una forma de energía con una inusual ecuación de estado, conocida como energía oscura, la naturaleza de la cual sigue siendo poco clara.
Una llamada fase inflacionaria , una fase adicional de la expansión acelerada fuertemente en momentos cósmicos de alrededor de 
segundos, se planteó la hipótesis en 1980 para tener en cuenta varias observaciones desconcertantes que fueron inexplicable por los modelos cosmológicos clásicos, como la homogeneidad casi perfecta de la radiación cósmica de fondo . Mediciones recientes de la radiación cósmica de fondo han dado lugar a la primera evidencia de este escenario. Sin embargo, hay una desconcertante variedad de posibles escenarios inflacionarios, que no puede ser no restringidos por las observaciones actuales. Una pregunta aún más grande es la física del universo temprano, antes de la fase inflacionaria y cerca de donde los modelos clásicos predicen el big bang singularidad. Una respuesta autorizada requeriría una teoría completa de la gravedad cuántica, que aún no se ha desarrollado (véase la sección sobre la gravedad cuántica , más adelante).
Conceptos avanzados
Estructura causal y la geometría mundial
En la relatividad general, ningún cuerpo material puede ponerse al día con o adelantar a un pulso de luz. Sin la influencia de un evento A puede llegar a cualquier otro lugar X antes de la luz enviada en A para X. En consecuencia, una exploración de todas líneas de universo de luz ( geodésicas nulas) da información clave acerca de la estructura causal del espacio-tiempo. Esta estructura se puede visualizar utilizando diagramas de Penrose-Carter en la que se encogen infinitamente grandes regiones de intervalos de tiempo y espacio infinito (" compactificada ") a fin de que quepan en un mapa finito, mientras que la luz sigue viajando a lo largo de las diagonales como en estándar diagramas espacio-tiempo.
Consciente de la importancia de la estructura causal, Roger Penrose y otros desarrollaron lo que se conoce como geometría global. En geometría global, el objeto de estudio no es un particular solución (o familia de soluciones) a las ecuaciones de Einstein. Más bien, las relaciones que mantienen cierto para todas las geodésicas, como la ecuación Raychaudhuri, y los supuestos no específicos adicionales sobre la naturaleza de la materia (por lo general en forma de las llamadas condiciones de energía) se utilizan para derivar resultados generales.
Horizons
El uso de la geometría global, algunas espacio-tiempos se pueden mostrar para contener límites llamados horizontes, que delimitan una región del resto de espacio tiempo. los ejemplos más conocidos son los agujeros negros : si la masa se comprime en una región suficientemente compacta del espacio (como se especifica en la conjetura aro , la escala de longitud de referencia es el radio de Schwarzschild), no hay luz desde el interior puede escapar al exterior. Dado que ningún objeto puede adelantar a un pulso de luz, toda la materia interior está encarcelado también. Passage desde el exterior a la interior es todavía posible, lo que demuestra que el límite, del agujero negro horizonte , no es una barrera física.
Los primeros estudios de los agujeros negros se basó en soluciones explícitas de las ecuaciones de Einstein, en particular el esféricamente simétrica solución de Schwarzschild (utilizado para describir un agujero negro estático) y el axisimétrico solución de Kerr (utilizado para describir una rotación del agujero negro estacionaria, y la introducción de características interesantes, como la ergosfera). El uso de la geometría global, estudios posteriores han revelado propiedades más generales de los agujeros negros. A la larga, son más bien simples objetos caracterizados por once parámetros que especifican la energía , cantidad de movimiento , momento angular , ubicación en un momento determinado y la carga eléctrica . Esto se afirma por los teoremas de singularidad del agujero negro: "los agujeros negros no tienen pelo", es decir, no hay señas de identidad como los peinados de los seres humanos. Independientemente de la complejidad de un objeto gravitante colapsar para formar un agujero negro, el objeto de que los resultados (habiendo emiten ondas gravitatorias) es muy simple.
Aún más notable, hay un conjunto general de las leyes conocidas como la mecánica de los agujeros negros, que es análoga a la leyes de la termodinámica. , por ejemplo, por la segunda ley de la mecánica de los agujeros negros, el área del horizonte de sucesos de un agujero negro en general nunca disminuirá con el tiempo , análoga a la entropía de un sistema termodinámico. Esto limita la energía que se puede extraer por medio clásicas de un agujero negro en rotación (por ejemplo, mediante el proceso de Penrose). Hay fuertes indicios de que las leyes de la mecánica de los agujeros negros son, de hecho, un subconjunto de las leyes de la termodinámica, y que el área del agujero negro es proporcional a su entropía. Esto conduce a una modificación de las leyes originales de la mecánica de agujeros negros: por ejemplo, como la segunda ley de la mecánica de los agujeros negros se convierte en parte de la segunda ley de la termodinámica, es posible que el área del agujero negro para disminuir-el tiempo que aseguran otros procesos que, en general, la entropía aumenta. Como termodinámico objetos con una temperatura que no sea cero, los agujeros negros deberían emitir radiación térmica. Cálculos semi-clásicas indican que de hecho lo hacen, con la gravedad de la superficie en el papel de la temperatura en la ley de Planck. Esta radiación se conoce como radiación de Hawking (cf. la sección de la teoría cuántica , a continuación).
Hay otros tipos de horizontes. En un universo en expansión, un observador puede encontrar que algunas regiones del pasado no pueden ser observados (" horizonte de partículas "), y en algunas regiones del futuro no pueden ser influenciados (horizonte de sucesos). Incluso en un espacio plano de Minkowski, cuando descrito por un observador acelerado ( espacio Rindler), habrá horizontes asociados con una radiación semi-clásica conocida como radiación Unruh.
Singularidades
Otra característica inquietante-generales-y bastante de la relatividad general es la aparición de los límites espacio-temporales conocidos como singularidades. Espacio-tiempo puede ser explorado por el seguimiento de tipo tiempo y lightlike geodésicas-todas las formas posibles que la luz y las partículas en caída libre pueden viajar. Pero algunas de las soluciones de las ecuaciones de Einstein tienen -regiones "bordes irregulares" conocidos como singularidades espacio-tiempo, donde los caminos de luz y partículas que caen vienen a un final abrupto, y la geometría se convierte en mal definidos. En los casos más interesantes, se trata de "singularidades de curvatura", donde las cantidades geométricas que caracterizan a la curvatura del espacio-tiempo, como el escalar de Ricci, adquieren valores infinitos. Ejemplos de espacio-tiempos Conocida con futuros singularidades-donde líneas de universo de fin son la solución de Schwarzschild, que describe una singularidad dentro de un agujero negro estático eterna, o la solución de Kerr con su singularidad en forma de anillo interior de un agujero negro en rotación eterna. La Friedmann-Lemaître soluciones-Walker -Robertson y otros espacio-tiempos que describen universos, tienen singularidades últimas líneas de universo en el que comienza, es decir, grandes explosión singularidades, y algunos tienen singularidades futuros ( Big Crunch) también.
. Teniendo en cuenta que estos ejemplos son todos altamente simétrica y por lo tanto simplifica-es tentador concluir que la aparición de singularidades es un artefacto de idealización Los famosos teoremas de singularidad, probaron utilizando los métodos de la geometría global, dicen lo contrario: singularidades son una característica genérica de generales relatividad, e inevitable una vez que el colapso de un objeto con propiedades de materia realistas ha procedido más allá de una cierta etapa y también en el comienzo de una amplia clase de expansión universos. Sin embargo, los teoremas dicen poco acerca de las propiedades de las singularidades, y gran parte de la investigación actual se dedica a la caracterización de la estructura genérica de estas entidades (por ejemplo, por la hipótesis de la llamada conjetura BKL). La hipótesis de la censura cósmica establece que todas las singularidades futuros realistas (no perfecta simetrías, la materia con propiedades realistas) se ocultan con seguridad lejos detrás de un horizonte, y por tanto invisible a todos los observadores distantes. Aunque todavía no existe una prueba formal, simulaciones numéricas ofrecen elementos de prueba de su validez.
Ecuaciones de evolución
Cada solución de la ecuación de Einstein abarca toda la historia de un universo que no es sólo una instantánea de cómo son las cosas, pero en su conjunto, posiblemente lleno de materia, espacio tiempo. él se describe el estado de la materia y la geometría en todas partes y en todo momento, en ese universo particular. Por esta razón, la teoría de Einstein parece ser diferente de la mayoría de otras teorías físicas, que especifican ecuaciones de evolución de los sistemas físicos: si el sistema está en un estado dado en algún momento dado, las leyes de la física permiten la extrapolación hacia el pasado o el futuro. Otras diferencias entre la gravedad de Einstein y otros campos son que el primero es libre interacción (es decir, no lineal, incluso en ausencia de otros campos), y que no tiene ninguna estructura el fondo fijo escenario mismo evoluciona como el drama cósmico es jugado.
Para entender las ecuaciones de Einstein como ecuaciones diferenciales parciales , es útil para formular de una manera que se describe la evolución del universo en el tiempo. Esto se hace en las llamadas formulaciones "3 + 1", donde el espacio-tiempo se divide en tres dimensiones espaciales y una dimensión temporal. El ejemplo más conocido es el formalismo ADM. Estas descomposiciones muestran que las ecuaciones de evolución espacio-tiempo de la relatividad general son bien educados: siempre soluciones existen, y se definen de forma única, se han especificado las condiciones iniciales una vez adecuados. Tales formulaciones de las ecuaciones de campo de Einstein son la base de la relatividad numérica.
Cantidades globales y cuasi-locales
La noción de ecuaciones de evolución está íntimamente vinculado con otro aspecto de la física relativista general. En la teoría de Einstein, que resulta ser imposible encontrar una definición general de una aparentemente simple propiedad, tales como el total de un sistema de masa (o energía ). La razón principal es que el campo como cualquier campo debe físico atribuirse una cierta energía, pero que se demuestra que es fundamentalmente imposible de localizar esa energía gravitacional.
Sin embargo, hay posibilidades para definir la masa total de un sistema, ya sea utilizando un hipotético "observador infinitamente distante" ( masa ADM) o simetrías adecuadas ( medios de Komar). Si uno excluye de la masa total del sistema de la energía que se llevaron hasta el infinito por las ondas gravitacionales, el resultado es la llamada masa Bondi en nulo el infinito. Al igual que en la física clásica, se puede demostrar que estas masas son positivos. Existen correspondientes definiciones globales para el impulso y momento angular . También ha habido un número de intentos de definir cuasi local de cantidades, tales como la masa de un sistema aislado formulado usando sólo cantidades definidas dentro de una región finita del espacio que contiene dicho sistema. La esperanza es obtener una cantidad útil para las declaraciones generales sobre los sistemas aislados, como una formulación más precisa de la conjetura aro.
Relación con la teoría cuántica
Si la relatividad general es considerado uno de los dos pilares de la física moderna, la teoría cuántica , la base de nuestra comprensión de la materia de partículas elementales a la física del estado sólido, es el otro. Sin embargo, sigue siendo una pregunta abierta de cómo los conceptos de la teoría cuántica pueden conciliarse con las de la relatividad general.
Teoría cuántica de campos en el espacio-tiempo curvo
Ordinaria teorías cuánticas de campos , que forman la base de la moderna física de partículas elementales , se definen en plana espacio de Minkowski, que es una excelente aproximación a la hora de describir el comportamiento de las partículas microscópicas en campos gravitatorios débiles como las que se encuentran en la Tierra. Para describir situaciones en las que la gravedad es lo suficientemente fuerte como para influir (quantum) importa, pero no lo suficientemente fuertes como para requerir de cuantificación en sí, los físicos han formulado teorías cuánticas de campos en el espacio-tiempo curvo. Estas teorías se basan en la relatividad general clásica para describir un fondo curva el espacio-tiempo, y definir una teoría cuántica de campos generalizada para describir el comportamiento de la materia cuántica dentro de ese espacio-tiempo. El uso de este formalismo, se puede demostrar que los agujeros negros emiten un espectro de cuerpo negro de partículas conocidas como radiación de Hawking , dando lugar a la posibilidad de que se evaporan con el tiempo. Como se ha mencionado brevemente más arriba , esta radiación juega un papel importante para la termodinámica de los agujeros negros.
La gravedad cuántica
La demanda de coherencia entre una descripción cuántica de la materia y una descripción geométrica del espacio-tiempo, así como la aparición de singularidades (en escalas de longitud curvatura convierten microscópica), indica la necesidad de una teoría completa de la gravedad cuántica: para una descripción adecuada de la interior de los agujeros negros, y del universo muy temprano, se requiere una teoría en la que la gravedad y la geometría del espacio-tiempo asociado se describen en el lenguaje de la física cuántica. A pesar de grandes esfuerzos, ninguna teoría completa y consistente de la gravedad cuántica se conoce actualmente, a pesar de que existe un número de candidatos prometedores.
Los intentos de generalizar teorías cuánticas de campos comunes, utilizados en física de partículas elementales para describir las interacciones fundamentales, a fin de incluir la gravedad han dado lugar a graves problemas. A bajas energías, este enfoque tiene éxito, en que resulta en un aceptable eficaz (quantum) la teoría de campo de la gravedad. A muy altas energías, sin embargo, el resultado son modelos desprovistos de todo poder predictivo (" no-renormalizabilidad ").
Un intento de superar estas limitaciones es la teoría de cuerdas , una teoría cuántica no de partículas puntuales, pero de minutos objetos extendidos unidimensionales. La teoría promete ser una descripción unificada de todas las partículas e interacciones, incluyendo la gravedad; el precio a pagar son características inusuales, tales como seis dimensiones extra del espacio, además de los tres habituales. En lo que se llama la segunda revolución de las supercuerdas, se conjetura que tanto la teoría de cuerdas y una unificación de la relatividad general y la supersimetría conocido como formulario de supergravedad parte de un modelo de once dimensiones hipótesis conocida como teoría-M , lo que constituiría una definida forma única y coherente teoría de la gravedad cuántica.
Otro enfoque comienza con los procedimientos de cuantificación canónicos de la teoría cuántica. Utilizando el valor-formulación inicial de la relatividad general (cf. el apartado de ecuaciones de evolución, por encima ), el resultado es la ecuación de Wheeler-DeWitt (un análogo de la ecuación de Schrödinger) que, lamentablemente, resulta ser mal definida. Sin embargo, con la introducción de lo que ahora se conoce como variables de Ashtekar, esto conduce a un modelo prometedor conocido como la gravedad cuántica de bucles. El espacio es representado por una estructura similar a una red llamada red de centrifugado, evolucionando con el tiempo en pasos discretos.
Dependiendo de qué características de la relatividad general y la teoría cuántica son aceptadas sin cambios, y de qué nivel se introducen cambios, hay muchos otros intentos de llegar a una teoría viable de la gravedad cuántica, algunos ejemplos siendo triangulaciones dinámicas, juegos causales,modelos twistores o losmodelos basados en rutas de acceso integral dela cosmología cuántica.
Todas las teorías candidatos todavía tienen importantes problemas formales y conceptuales que superar. También se enfrentan al problema común de que, hasta ahora, no hay manera de poner las predicciones de gravedad cuántica a pruebas experimentales (y por tanto de decidir entre los candidatos en sus predicciones varían), aunque hay esperanza de que esto cambie de datos como los futuros de cosmológico observaciones y experimentos de física de partículas que se disponga.
Estado actual
La relatividad general se ha convertido en un modelo de gran éxito de la gravitación y la cosmología, que ha pasado hasta ahora cada prueba observacional y experimental inequívoca. Aun así, hay fuertes indicios de la teoría está incompleta. El problema de la gravedad cuántica y la cuestión de la realidad de las singularidades del espacio-tiempo permanecen abiertas. Datos de observación que se toma como evidencia de la energía oscura y la materia oscura podría indicar la necesidad de una nueva física, y si bien el llamado Pioneer anomalía todavía podría admitir una explicación convencional, también podría ser un presagio de una nueva física. Incluso tomada tal cual, la relatividad general es rico en posibilidades para una mayor exploración. Relativistas matemáticos tratan de comprender la naturaleza de las singularidades y las propiedades fundamentales de las ecuaciones de Einstein, y simulaciones por ordenador cada vez más potentes (como los que describe la fusión de agujeros negros) se ejecute. La carrera por la primera detección directa de ondas gravitacionales continúa a buen ritmo, con la esperanza de crear oportunidades para poner a prueba la validez de la teoría de campos gravitatorios mucho más fuertes de lo que ha sido posible hasta la fecha. Más de noventa años después de su publicación, la relatividad general sigue siendo un área muy activa de investigación.
