A relatividade geral
Informações de fundo
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A relatividade geral ou a teoria geral da relatividade é o geométrico teoria da gravitação publicada por Albert Einstein em 1916. É a descrição de estado-da-arte da gravidade na moderna física . Ele unifica a relatividade especial e A lei de Newton da gravitação universal, e descreve a gravidade como uma propriedade da geometria e espaço tempo, ou espaço-tempo. Em particular, o curvatura do espaço-tempo é diretamente relacionado com a quatro-momentum ( massa-energia e linear dinâmica ) de qualquer assunto e radiação estão presentes. A relação é definida pela Einstein equações de campo, um sistema de equações diferenciais parciais .
As previsões da relatividade geral diferem significativamente dos da física clássica, especialmente sobre a passagem do tempo, a geometria do espaço, o movimento dos corpos em queda livre, ea propagação da luz . Os exemplos de tais diferenças incluem dilatação do tempo gravitacional, o redshift gravitacional da luz, eo tempo de atraso gravitacional. Predições da relatividade geral foram confirmados em todos observações e experiências até à data. Embora a relatividade geral é não a única teoria relativista da gravidade, que é o mais simples, tais teoria de que é consistente com os dados experimentais. No entanto, permanecem questões sem resposta, sendo o mais fundamental como a relatividade geral pode ser conciliada com as leis da física quântica para produzir uma teoria completa e auto-consistente de gravidade quântica.
A teoria de Einstein tem aplicações astrofísicas importantes. Ele aponta para a existência de buracos negros -regions de espaço em que o espaço eo tempo são distorcidos de tal maneira que nada, nem mesmo a luz, pode escapar, como um estado final para massivas estrelas . Há evidência de que tais buracos negros estelares assim como variedades mais maciças de buraco negro são responsáveis pela intensa radiação emitida por certos tipos de objetos astronômicos tais como núcleos galácticos ativos ou microquasars. A curvatura da luz pela gravidade pode conduzir ao fenómeno de lente gravitacional, onde várias imagens do mesmo objeto astronômico distante são visíveis no céu. A relatividade geral prevê ainda a existência de ondas gravitacionais, que foram medidos desde indirectamente; uma medida direta é o objetivo de projetos como LIGO. Além disso, a relatividade geral é a base dos atuais cosmológicas modelos de um universo em expansão.
| A relatividade geral |
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| Introdução Formulação matemática Recursos |
Conceitos fundamentais |
Fenómenos Problema de Kepler · · Lentes Ondas Frame-arrastar · Efeito geodésico Horizonte de eventos · Singularidade Buraco negro |
Equações Gravidade Linearized Formalismo pós-newtoniana Equações de campo de Einstein Equação geodésica Equações de Friedmann ADM formalismo Bssn formalismo Equação de Hamilton-Jacobi-Einstein |
Teorias avançadas Kaluza-Klein A gravidade quântica |
Soluções Schwarzschild Reissner-Nordström · Gödel Kerr · Kerr-Newman Kasner · Taub-NUT · Milne · Robertson-Walker -ondas pp · poeira van Stockum |
Os cientistas Einstein · Lorentz · Hilbert · Poincare · Schwarzschild · Sitter · · Reissner Nordström · Weyl · Eddington · Friedman · Milne · Zwicky · Lemaître · Gödel · Wheeler · Robertson · Bardeen · Walker · Kerr · Chandrasekhar · Ehlers · Penrose · Hawking · Taylor · · Hulse Stockum · Taub · Novo Homem Yau · Thorne outros |
Spacetime Spacetime Minkowski spacetime Diagramas de espaço-tempo Spacetime na relatividade geral |
História
Logo após a publicação da teoria da relatividade especial , em 1905, Einstein começou a pensar em como incorporar a gravidade em seu novo quadro relativista. Em 1907, começando com uma simples pensei experimento envolvendo um observador em queda livre, ele embarcou no que seria uma pesquisa de oito anos por uma teoria relativista da gravidade. Depois de numerosos desvios e falsos começos, a sua obra culminou no mês de Novembro de 1915 para a apresentação Academia Prussiana de Ciências do que é agora conhecido como o Equações de campo de Einstein. Estas equações especificam como a geometria do espaço e do tempo é influenciado por tudo o que importa está presente, e formam o núcleo da teoria geral da relatividade de Einstein.
As equações de campo de Einstein são não-linear e muito difícil de resolver. Einstein usou métodos de aproximação na elaboração de previsões iniciais da teoria. Mas já em 1916, o astrofísico Karl Schwarzschild encontrada a primeira solução exacta não-trivial para as equações de campo de Einstein, a chamada Schwarzschild métrica. Esta solução lançou as bases para a descrição das fases finais de colapso gravitacional, e os objetos conhecidos hoje como os buracos negros . No mesmo ano, os primeiros passos para generalizar a solução de Schwarzschild para eletricamente carregadas objetos foram levados, o que eventualmente resultou na Solução Reissner-Nordström, agora associado com buracos negros carregados. Em 1917, Einstein aplicou sua teoria para o universo como um todo, iniciando o campo da relativista cosmologia . Em linha com o pensamento contemporâneo, ele assumiu um universo estático, adicionando um novo parâmetro para o seu campo originais equações-o constante cosmológica para reproduzir essa "observação". Em 1929, no entanto, o trabalho de Hubble e outros haviam mostrado que o nosso Universo está se expandindo. Isto é facilmente descrito por as soluções cosmológicas expansão encontrados pelos Friedmann, em 1922, que não requerem uma constante cosmológica. Lemaître usado essas soluções para formular a versão mais antiga das big bang modelos, em que o nosso universo evoluiu a partir de um estado anterior, extremamente quente e denso. Einstein declarou mais tarde a constante cosmológica o maior erro de sua vida.
Durante esse período, a relatividade geral manteve-se uma espécie de curiosidade entre teorias físicas. Foi claramente superior a Gravidade newtoniana, sendo consistente com a relatividade especial e representando vários efeitos inexplicados pela teoria newtoniana. O próprio Einstein tinha mostrado em 1915 como sua teoria explicou o antecedência periélio anômala do planeta Mercúrio sem quaisquer parâmetros arbitrários ("fatores de imprecisão"). Da mesma forma, uma expedição liderada por 1919 Eddington confirmou a previsão de relatividade geral para a deflexão da luz estelar pelo Sol, tornando Einstein famoso instantaneamente. No entanto, a teoria entrou no mainstream de física teórica e da astrofísica apenas com os desenvolvimentos entre aproximadamente 1960 e 1975, agora conhecido como o Idade de ouro da relatividade geral. Os físicos começaram a entender o conceito de um buraco negro , e identificar manifestação astrofísica desses objetos como quasares. Testes do sistema solar cada vez mais precisas confirmaram poder preditivo da teoria e da cosmologia relativística, também, tornou-se passível de dirigir testes observacionais.
A partir de mecânica clássica a relatividade geral
A relatividade geral é melhor entendida examinando suas semelhanças com e afastamentos física clássica. O primeiro passo é a percepção de que a mecânica clássica e lei da gravidade de Newton admitir uma descrição geométrica. A combinação desta descrição com as leis de resultados especiais relatividade em uma derivação heurística da relatividade geral.
Geometria da gravidade newtoniana
Na base da mecânica clássica é a noção de que um movimento do corpo pode ser descrito como uma combinação de livre (ou inercial) de movimento, e os desvios a partir deste movimento livre. Esses desvios são causados por forças externas agindo sobre um corpo de acordo com o segundo de Newton lei do movimento , que afirma que a força agindo sobre um corpo é igual a (inercial), que o corpo de massa vezes a sua aceleração . Os movimentos de inércia preferidas estão relacionadas com a geometria do espaço e tempo : na norma quadros de referência da mecânica clássica, objetos em movimento livre mover ao longo de linhas retas em velocidade constante. Em linguagem moderna, seus caminhos são geodésicas, em linha reta linhas de mundo em espaço-tempo.
Por outro lado, se poderia esperar que os movimentos de inércia, uma vez identificados, observando os movimentos dos corpos reais e fazer provisões para as forças externas (como o eletromagnetismo ou atrito), pode ser utilizado para definir a geometria do espaço, bem como um tempo coordenar. No entanto, há uma ambiguidade uma vez gravidade entra em jogo. Conforme Lei da gravidade de Newton, e verificadas de forma independente por experiências como a de Eötvös e seus sucessores (veja Eötvös experimento), há uma universalidade da queda livre (também conhecido como o fraco princípio da equivalência, ou a igualdade universal de massa inercial e passiva-gravitacional): a trajetória de uma corpo de ensaio em queda livre depende apenas da sua posição inicial e a velocidade, mas não em qualquer uma das suas propriedades materiais. Uma versão simplificada deste está incorporada no elevador experimento de Einstein, ilustrado na figura à direita: para um observador em uma pequena sala fechada, é impossível decidir, mapeando a trajetória de organismos como uma bola ao solo, se o quarto está em repouso num campo gravitacional, ou no espaço livre a bordo de um foguete acelerado.
Dada a universalidade de queda livre, não existe uma distinção entre o movimento inercial observável e de movimento sob a influência da força da gravidade. Isto sugere a definição de uma nova classe de movimento inercial, ou seja, a de objetos em queda livre, sob a influência da gravidade. Esta nova classe de movimentos preferidos, também, define uma geometria de espaço e de tempo, em termos matemáticos, isto é a geodésica movimento associado a um específico ligação que depende da gradiente do potencial gravitacional. Espaço, nesta construção, ainda tem o ordinário geometria euclidiana . No entanto, o espaço de tempo como um todo é mais complicado. Como pode ser mostrado usando simples pensei experimentos seguintes as trajetórias de queda livre de diferentes partículas de teste, o resultado de transporte de vetores do espaço-tempo que podem denotar velocidade de uma partícula (vetores tempo-like) pode variar com a trajetória da partícula; matematicamente falando, a conexão não é newtoniana integrável. A partir disso, pode-se deduzir que o espaço-tempo é curvo . O resultado é uma formulação geométrico de gravidade newtoniana utilizando apenas conceitos covariantes, ou seja, uma descrição que é válida em qualquer sistema de coordenadas desejado. Nesta descrição geométrica, -a efeitos de maré aceleração relativa de corpos em queda livre, estão relacionados com o derivado de a conexão, que mostra como a geometria modificada é causada pela presença de massa.
Generalização Relativistic
Tão intrigante quanto a gravidade newtoniana geométrica pode ser, a sua base, a mecânica clássica, é apenas um caso limite de relativistas (especiais) mecânica. Na linguagem da simetria : onde a gravidade pode ser negligenciada, a física é Lorentz invariante como na relatividade especial, em vez de Galilei invariante como na mecânica clássica. (A simetria definição da relatividade especial é o Grupo de Poincaré, que também inclui traduções e rotações.) As diferenças entre os dois se tornam significativos quando estamos a lidar com velocidades se aproximando da velocidade da luz , e com fenômenos de alta energia.
Com Lorentz simetria, estruturas adicionais entra em jogo. Eles são definidos pelo conjunto de cones de luz (ver a imagem do lado esquerdo). Os cones-luz de definir uma estrutura causal: para cada evento A, há um conjunto de eventos que podem, em princípio, qualquer influência ou ser influenciado por uma via sinais ou interações que não precisam de viajar mais rápido do que a luz (como o evento B na imagem), e um conjunto de eventos para que tal influência é impossível (tais como um evento de C na imagem). Esses conjuntos são independentes de observador. Em conjunto com as linhas-mundo das partículas em queda livre, a luz-cones pode ser usado para reconstruir métrica semi-Riemanniana do espaço-tempo, pelo menos até um fator escalar positivo. Em termos matemáticos, isto define uma estrutura conforme.
Relatividade especial é definida na ausência de gravidade, assim, para aplicações práticas, é um modelo adequado sempre que a gravidade possa ser negligenciada. Trazendo gravidade em jogo, e assumindo a universalidade da queda livre, um raciocínio análogo como na seção anterior aplica-se: não há mundial referenciais inerciais. Em vez disso, existem referenciais inerciais aproximados que se deslocam ao lado de partículas em queda livre. Traduzido para a linguagem do espaço-tempo: o reto linhas de tempo semelhante que definem um quadro inercial livre de gravidade são deformados para linhas que são curvas em relação ao outro, o que sugere que a inclusão de gravidade necessita de uma alteração na geometria espaço-tempo.
A priori, não está claro se os novos quadros locais em queda livre coincidir com os quadros de referência em que as leis da relatividade especial espera-que a teoria se baseia na propagação da luz e, portanto, sobre o eletromagnetismo , o que poderia ter um conjunto diferente preferido de quadros. Mas o uso de diferentes suposições sobre os quadros especiais relativístico (como seu ser, ou em queda livre fixo-terra), pode-se derivar diferentes previsões para o gravitacional desvio para o vermelho, isto é, a forma em que a frequência de mudanças de luz como a luz se propaga através de um campo gravitacional (cf. abaixo ). As medições reais mostram que os quadros em queda livre são aqueles em que a luz se propaga como acontece na relatividade especial. A generalização desta declaração, a saber, que as leis da relatividade de retenção especial para boa aproximação em queda livre (e não rotativo) quadros de referência, é conhecido como o Einstein princípio da equivalência, um princípio fundamental de orientação para generalizar a física relativística especiais para incluir gravidade.
Os mesmos dados experimentais que mostra o tempo medido pelos relógios em um de campo gravitacional tempo adequado, para dar o termo não-técnico não seguir as regras da relatividade especial. Na linguagem da geometria do espaço-tempo, não é medida pelo Minkowski métrica. Tal como no caso newtoniano, este é sugestivo de uma geometria mais geral. Em pequenas escalas, todos os quadros de referência que estão em queda livre são equivalentes, e aproximadamente minkowskiana. Conseqüentemente, agora estamos lidando com uma generalização curva de espaço Minkowski. O tensor métrico que define a geometria em particular, como comprimentos e ângulos são não-medido é a métrica Minkowski da relatividade especial, é uma generalização conhecido como um semi- ou pseudo-Riemanniana métrica. Além disso, cada métrica Riemannianos está naturalmente associado com um tipo particular de ligação, o Conexão de Levi-Civita, e este é, de fato, a conexão que satisfaz o princípio da equivalência e abre espaço localmente minkowskiana (isto é, em coordenadas adequadas "localmente inércia", a métrica é minkowskiana, e seus derivados e os coeficientes de conexão desaparecem) .
As equações de Einstein
Tendo formulado a versão relativista, geométrico dos efeitos da gravidade, a questão da fonte de gravidade permanece. Na gravidade newtoniana, a fonte é de massa. Na relatividade especial, massa acaba por ser parte de uma quantidade mais geral chamado de tensor energia-momentum, que inclui tanto energia e quantidade de movimento densidades bem como o stress (isto é, de pressão e de cisalhamento). Usando o princípio da equivalência, esta tensor é facilmente generalizado para espaço-tempo curvo. Desenho mais sobre a analogia com a gravidade newtoniana geométrica, é natural supor que a equação de campo de gravidade relaciona esta tensor eo Tensor de Ricci, que descreve uma classe particular de efeitos de maré: a mudança em volume de uma nuvem de pequenas partículas de teste que são, inicialmente, em repouso, e, em seguida, cair livremente. Na relatividade especial, conservação de energia-momentum corresponde à afirmação de que o tensor de energia-momento é livre de divergência. Esta fórmula também é facilmente generalizado para o espaço-tempo curvo, substituindo derivadas parciais com os seus homólogos curvas-colector, derivados covariantes. Com esta condição, a divergência covariante adicional do tensor energia-momentum, e, portanto, de tudo o que está do outro lado da equação, é zero o conjunto mais simples de equações são o que são chamados (de campo) equações de Einstein:
No lado da mão esquerda é uma combinação livre de divergência específica do Tensor de Ricci 
e a métrica conhecido como o Einstein tensor. Em particular,
é o escalar curvatura. O próprio tensor de Ricci está relacionada à curvatura de Riemann tensor mais geral como
No lado direito, T ab é o tensor de energia-momento. Todos os tensores são escritos em notação índice abstrato. Combinando a previsão do teoria de resultados observacionais para planetária órbitas (ou, de forma equivalente, assegurando que a fraca gravidade, baixo limite de velocidade é de mecânica newtoniana), a constante de proporcionalidade pode ser fixado como κ = 8π G / c 4, com o G constante gravitacional e c a velocidade da luz . Quando não há matéria presente, de modo que o tensor de energia-momento desaparece, o resultado é o vácuo equações de Einstein,
Tem alternativas à relatividade geral construída sobre as mesmas instalações, que incluem regras e / ou restrições adicionais, que levam a diferentes equações de campo. São exemplos Teoria Brans-Dicke, teleparallelism, e Teoria de Einstein-Cartan.
Definição e aplicações básicas
A derivação descrito na seção anterior contém todas as informações necessárias para definir a relatividade geral, descrever suas propriedades-chave, e abordar uma questão de importância fundamental na física, ou seja, como a teoria pode ser usado para a construção de modelos.
Definição e propriedades básicas
A relatividade geral é um teoria métrica de gravitação . Em seu núcleo são As equações de Einstein, que descrevem a relação entre a geometria de um quatro-dimensional, semi- Riemannian colector representando espaço-tempo por um lado, e o energia-momento contido no espaço-tempo que, por outro. Acontecimentos que na mecânica clássica são atribuídas à acção da força da gravidade (tais como queda livre, movimento orbital, e veículo espacial trajectórias), correspondem ao movimento de inércia dentro de um geometria do espaço-tempo curvo na relatividade geral; não há força gravitacional desviar objetos de seus naturais, caminhos retos. Em vez disso, a gravidade corresponde a mudanças nas propriedades do espaço e do tempo, que por sua vez muda os caminhos mais retos-possível que objetos seguirá naturalmente. A curvatura é, por sua vez, provocada pela energia-momento da matéria. Parafraseando o relativista John Archibald Wheeler, o espaço-tempo diz à matéria como se mover; a matéria diz ao espaço-tempo como curva.
Enquanto a relatividade geral substitui o potencial gravitacional escalar da física clássica por um simétrico rank-dois tensor, o último reduz-se o ex em certa limitando casos. Para campos gravitacionais e fracos lenta velocidade em relação à velocidade da luz, as previsões da teoria convergir com os da Lei da gravidade de Newton.
Como é construído usando tensores, exposições relatividade geral covariância geral: as suas leis e mais leis-formulado dentro da relatividade geral estrutura de assumir a mesma forma em todos os sistemas de coordenadas. Além disso, a teoria não contém quaisquer estruturas geométricas estruturais invariantes. É, portanto, satisfaz uma mais rigorosa princípio da relatividade geral, ou seja, que o leis da física são as mesmas para todos os observadores. Localmente, tal como expresso no princípio da equivalência, o espaço-tempo é Minkowskiana, e as leis da física para exposições invariância de Lorentz local.
A construção de modelos
O conceito central do general-relativista construção de modelos é a de um solução das equações de Einstein. Dada ambas as equações de Einstein e equações adequados para as propriedades da matéria, uma tal solução consiste de um colector específico semi-Riemanniana (geralmente definido, dando a métrica em coordenadas específicas), e campos de matéria específicas definidas no que manifold. Matéria e geometria deve satisfazer as equações de Einstein, portanto, em particular, energia-momentum tensor da matéria deve ser livre de divergência. A questão deve, é claro, também satisfazer wheatever equações adicionais foram impostas em suas propriedades. Em suma, essa solução é um universo modelo que satisfaça as leis da relatividade geral, e as leis que regem o que quer que possivelmente adicionais questão pode estar presente.
As equações de Einstein são não-lineares de equações diferenciais parciais e, como tal, difíceis de resolver exatamente. No entanto, um número de soluções exatas são conhecidas, embora apenas alguns têm aplicações físicas directas. As soluções exatas mais conhecidas, e também aqueles que mais interessante do ponto de vista da física, são a Solução de Schwarzschild, a Solução Reissner-Nordström eo Kerr métrica, cada um correspondendo a um certo tipo de buraco negro em um universo vazio, eo Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker e universos de Sitter, cada um descrevendo um cosmos em expansão. Soluções exatas de grande interesse teórico incluir o Gödel universo (que abre a possibilidade intrigante de viagem no tempo em espaços-tempos curvos), o Solução Taub-NUT (um universo modelo que é homogênea, mas anisotrópica), e Espaço anti-de Sitter (que entrou recentemente para a proeminência no contexto do que é chamado de Maldacena conjectura).
Dada a dificuldade de encontrar soluções exatas, as equações de campo de Einstein também são resolvidos com freqüência por integração numérica em um computador, ou por considerar pequenas perturbações de soluções exatas. No campo de relatividade numérica, poderosos computadores são utilizados para simular a geometria do espaço-tempo e resolver as equações de Einstein para situações interessantes, como colidindo dois buracos negros . Em princípio, estes métodos podem ser aplicados a qualquer sistema, dado suficientes recursos do computador, e pode abordar questões fundamentais, tais como singularidades nuas. Soluções aproximadas podem também ser encontradas pela teorias de perturbação, como gravidade linearizado e sua generalização, a expansão de pós-newtoniano, ambos os quais foram desenvolvidos por Einstein. Este último proporciona uma abordagem sistemática para a solução para a geometria de um espaço-tempo que contém uma distribuição de matéria que se move lentamente em comparação com a velocidade da luz. A expansão envolve uma série de termos; os primeiros termos representam a gravidade newtoniana, ao passo que os termos posteriores correcções representam cada vez menores a teoria de Newton, devido à relatividade geral. Uma extensão desta expansão é o pós-newtoniana (PPN) formalismo parametrizada, que permite comparações quantitativas entre as previsões da relatividade geral e teorias alternativas.
Consequências da teoria de Einstein
A relatividade geral tem uma série de conseqüências físicas. Alguns seguem diretamente dos axiomas da teoria, enquanto outros ficaram claros somente no curso dos 90 anos de pesquisas que se seguiram a publicação inicial de Einstein.
Dilatação do tempo gravitacional e desvio de freqüência
Assumindo que o princípio da equivalência detém, a gravidade influencia a passagem do tempo. Luz enviada para baixo numa gravidade é bem blueshifted, enquanto que a luz enviada no sentido oposto (isto é, saindo do poço da gravidade) é redshifted ; Colectivamente, estes dois efeitos são conhecidos como o desvio de frequência gravitacional. De modo mais geral, processa perto de um corpo maciço de execução de forma mais lenta quando comparado com os processos que ocorrem mais longe; este efeito é conhecido como dilatação do tempo gravitacional.
Redshift gravitacional foi medido em laboratório e usando observações astronômicas. Dilatação do tempo gravitacional no campo gravitacional da Terra foi medido várias vezes usando relógios atômicos, enquanto validação em curso é fornecida como um efeito colateral da operação da Sistema de Posicionamento Global (GPS). Testes em campos gravitacionais mais fortes são fornecidas pela observação de pulsares binários. Todos os resultados estão de acordo com a relatividade geral. No entanto, no nível atual de precisão, estas observações não pode distinguir entre a relatividade geral ea outras teorias em que o princípio da equivalência é válido.
De deflexão de luz e tempo de atraso gravitacional
A relatividade geral prevê que o caminho da luz é dobrado em um campo gravitacional; a luz que passa um corpo maciço é desviada para esse corpo. Este efeito foi confirmado pela observação da luz de estrelas ou distante quasares ser desviado à medida que passa o Sol .
Este e previsões relacionadas seguem a partir do fato de que a luz segue o que é chamado uma luz semelhante ou nulo geodésica-a generalização das linhas retas ao longo do qual a luz viaja em física clássica. Tais geodésicas são a generalização da invariância da velocidade da luz na relatividade especial . Como se examina spacetimes modelo adequados (seja o exterior Schwarzschild solução ou, para mais do que uma massa única, a expansão de pós-newtoniana), vários efeitos da gravidade sobre propagação da luz surgir. Embora a flexão de luz também pode ser derivada através da extensão do universalidade da queda livre a luz , o ângulo de deflexão resultantes de tais cálculos é apenas metade do valor dado pela relatividade geral.
Intimamente relacionado com a deflexão da luz é o atraso gravitacional tempo (ou efeito Shapiro), o fenômeno que sinais de luz levam mais tempo para se mover através de um campo gravitacional do que seria na ausência desse campo. Houve inúmeros testes bem sucedidos desta previsão. No parametrizada formalismo pós-Newtoniano (PPN), as medições de ambas a deflexão da luz e o tempo de atraso gravitacional determinam um parâmetro chamado 
, Que codifica a influência da gravidade sobre a geometria do espaço.
Ondas gravitacionais
Uma das várias analogias entre a fraca gravidade-campo e eletromagnetismo é que, análogo a ondas eletromagnéticas , existem ondas gravitacionais: ondulações na métrica do espaço-tempo que se propagam na velocidade da luz . O tipo mais simples de uma tal onda pode ser visualizado por sua ação sobre um anel de partículas que flutuam livremente (imagem superior para a direita). Uma onda senoidal de propagação através de tal um anel para o leitor distorce o anel em uma característica, forma rítmica (inferior, imagem animada para a direita). Desde as equações de Einstein são não-linear, arbitrariamente fortes ondas gravitacionais não obedecem superposição linear, tornando a sua descrição difícil. No entanto, para campos fracos, uma aproximação linear pode ser feito. Tais ondas gravitacionais linearizadas são suficientemente preciso para descrever as ondas muito fracas que são esperados para chegar aqui na Terra a partir distantes eventos cósmicos, que normalmente resultam em distâncias relativas aumentando e diminuindo por 
ou menos. Métodos de análise de dados rotineiramente fazem uso do fato de que essas ondas linearizado pode ser Fourier decomposto.
Alguns soluções exatas descrever ondas gravitacionais sem qualquer aproximação, por exemplo, um trem de ondas que viajam através do espaço vazio ou os chamados Universos Gowdy, variedades de um cosmos em expansão cheios de ondas gravitacionais. Mas para ondas gravitacionais produzidas em situações astrophysically relevantes, tais como a fusão de dois buracos negros, métodos numéricos são actualmente a única forma de construir modelos apropriados.
Efeitos orbitais e da relatividade de direção
A relatividade geral é diferente da mecânica clássica em uma série de previsões relativas aos órgãos que orbitam. Ela prevê uma rotação global ( precessão) das órbitas planetárias, bem como a deterioração orbital causada pela emissão de ondas gravitacionais e efeitos relacionados com a relatividade da direção.
Precessão dos apsides
Na relatividade geral, a apsides de qualquer órbita (o ponto de maior aproximação do corpo em órbita ao sistema de centro de massa ) vai precess-a órbita não é uma elipse , mas semelhante a uma elipse que gira sobre o seu foco, o que resulta numa rosa forma curva-like (ver imagem). Einstein primeira derivada este resultado utilizando uma métrica aproximada representando o limite newtoniano e tratamento do corpo em órbita como um partícula de teste. Para ele, o fato de que sua teoria deu uma explicação simples do mudança periélio anômala do planeta Mercúrio , descoberto anteriormente por Urbain Le Verrier, em 1859, era uma evidência importante que ele tinha finalmente identificou a forma correta da equações de campo gravitacional.
O efeito pode também ser derivada usando a exacta Métrica de Schwarzschild (descrevendo o espaço-tempo em torno de uma massa esférica) ou o muito mais geral formalismo pós-newtoniana. Isso é devido à influência da gravidade sobre a geometria do espaço e para a contribuição de auto-energia para gravidade de um corpo (codificado no não-linearidade das equações de Einstein). Precessão relativista tem sido observada para todos os planetas que permitem medições precisas de precessão (Mercúrio, Vênus ea Terra ), bem como em sistemas pulsar binário, onde é maior por cinco ordens de grandeza.
Decaimento orbital
De acordo com a relatividade geral, uma sistema binário emitirá ondas gravitacionais, perdendo assim energia . Devido a esta perda, a distância entre os dois corpos que orbitam diminui, e o mesmo acontece com o seu período orbital. Dentro do sistema solar ou ordinária estrelas duplas, o efeito é muito pequeno para ser observado. Não é assim para um fim pulsar binário, um sistema de dois em órbita estrelas de nêutrons, uma das quais é uma pulsar: a partir do pulsar, os observadores na Terra recebem uma série regular de pulsos de rádio que podem servir como um relógio de alta precisão, que permite medições precisas de o período orbital. Uma vez que as estrelas de nêutrons são muito compactos, quantidades significativas de energia são emitidos sob a forma de radiação gravitacional.
A primeira observação de uma diminuição no período orbital devido à emissão de ondas gravitacionais foi feita pela Hulse e Taylor, usando o pulsar binário PSR1913 + 16 que tinham descoberto em 1974. Esta foi a primeira detecção de ondas gravitacionais, ainda que indireta, para o qual eles foram agraciados com o 1993 Prêmio Nobel de Física. Desde então, vários outros pulsares binários foram encontrados, em particular o duplo pulsar PSR J0737-3039, em que ambas as estrelas são pulsares.
Precessão geodésica e frame-arrastar
Vários efeitos relativísticos estão diretamente relacionados com a relatividade da direção. Um é precessão geodésica: a direção do eixo de um giroscópio em queda livre no espaço-tempo curvo mudará quando comparado, por exemplo, com a direcção da luz recebida a partir de estrelas-distantes, embora um tal giroscópio representa a maneira de manter uma direcção tão estável quanto possível (" transporte paralelo ") Para o. Lua - Terra -sistema, este efeito foi medido com a ajuda de a laser lunar variando. Mais recentemente, foi medido para as massas de teste a bordo do satélite Gravity Probe B para uma precisão superior a 1 por cento.
Perto de uma massa em rotação, não são os chamados gravitomagnético ou -frame arrastando efeitos. Um observador distante vai determinar que os objetos perto da massa se "arrastado". Isto é mais extremo para rotativa buracos negros em que, por qualquer objeto entrar numa zona conhecida como a ergosfera, a rotação é inevitável. Tais efeitos podem ser novamente testados através da sua influência sobre a orientação de giroscópios em queda livre. Ensaios um pouco controverso foram realizadas utilizando o LAGEOS satélites, confirmando a previsão relativística. A medição de precisão é o principal objetivo do Missão Gravity Probe B, com os resultados esperados em setembro de 2008.
Aplicações astrofísicas
Lentes gravitacionais
A deflexão da luz pela gravidade é responsável por uma nova classe de fenômenos astronômicos. Se um objeto maciço está situado entre o astrônomo e um objeto alvo distante com distâncias de massa e relativas apropriadas, o astrônomo vai ver várias imagens distorcidas do alvo. Tais efeitos são conhecidos como lente gravitacional. Dependendo da configuração, dimensão e distribuição de massa, pode haver duas ou mais imagens, um anel brilhante conhecido como um Anel de Einstein, ou anéis parciais chamados arcos. O exemplo mais antigo foi descoberto em 1979; Desde então, mais de uma centena de lentes gravitacionais têm sido observados. Mesmo que as imagens múltiplas são muito próximos uns dos outros para ser resolvido, o efeito ainda pode ser medida, por exemplo, como um branqueamento global do objecto alvo; um número de tais " eventos de microlentes "tem sido observado.
Lentes gravitacionais tornou-se uma ferramenta de astronomia observacional. Ele é usado para detectar a presença e distribuição da matéria escura , fornecer um "telescópio natural" para observar galáxias distantes, e para obter uma estimativa independente da constante de Hubble . Avaliações estatísticas de dados lensing fornecer informações valiosas sobre a evolução estrutural de galáxias .
Astronomia de ondas gravitacionais
Observações dos pulsares binários fornecem forte evidência indireta para a existência de ondas gravitacionais (ver decadência Orbital , acima). No entanto, as ondas gravitacionais que nos chegam das profundezas do cosmos não foram detectadas diretamente, que é um dos principais objetivos da investigação relacionada com a relatividade atual. Vários terrestres detectores de ondas gravitacionais estão actualmente em operação, mais notavelmente os detectores de interferometria GEO 600, LIGO (três detectores), TAMA 300 e Virgem. Um detector baseado no espaço US-europeia conjunta, LISA, está atualmente em desenvolvimento, com uma missão precursora ( LISA Pathfinder) devido para lançamento no final de 2009.
Observações de ondas gravitacionais prometem complementar observações no espectro eletromagnético.Eles são esperados para produzir informações sobre buracos negros e outros objectos densos como estrelas de nêutrons e anãs brancas, sobre certos tipos desupernovasimplosões, e sobre os processos no universo muito cedo, incluindo a assinatura de certos tipos de hipotéticocorda cósmica.
Os buracos negros e outros objetos compactos
Sempre que um objeto se torna suficientemente compacta, a relatividade geral prevê a formação de um buraco negro , uma região do espaço da qual nada, nem mesmo a luz, pode escapar. Nos modelos atualmente aceitos de evolução estelar, estrelas de nêutrons com cerca de 1,4 massa solar e os chamados buracos negros estelares com alguns a algumas dezenas de massas solares são pensados para ser o estado final da evolução de estrelas massivas. Os buracos negros supermassivos com alguns milhões para alguns bilhões de massas solares são considerados a regra e não a excepção nos centros das galáxias, e sua presença é pensado para ter desempenhado um papel importante na formação de galáxias e estruturas cósmicas maiores.
Astronomicamente, a propriedade mais importante de objetos compactos é que eles fornecem um mecanismo soberbamente eficiente para a conversão de energia gravitacional em radiação eletromagnética. Accretion, a queda de poeira ou matéria gasosa para estelares ou buracos negros supermassivos, é pensado para ser responsável por alguns espetacularmente luminoso objetos astronômicos, nomeadamente diversos tipos de núcleos ativos de galáxias em escalas galácticas e objetos de tamanho estelar, como microquasars. , em especial, de acreção pode levar a jatos relativísticos, focada feixes de partículas altamente energéticas que estão sendo arremessadas no espaço a quase a velocidade da luz . A relatividade geral desempenha um papel central na modelagem de todos esses fenômenos, e observações fornecem fortes evidências para a existência de buracos negros com as propriedades previstos pela teoria.
Os buracos negros são também procurados alvos na busca de ondas gravitacionais (cf. ondas gravitacionais , acima). Mesclando binários buraco negro deve levar a alguns dos sinais de ondas gravitacionais mais fortes que alcançam os detectores aqui na Terra, ea fase directamente antes da fusão ("gorjeio") poderia ser usado como uma " vela padrão "para deduzir a distância para a fusão Eventos- e, portanto, servir como uma sonda de expansão cósmica em grandes distâncias. As ondas gravitacionais produzidas como um buraco negro estelar mergulha em um supermassivo deve fornecer informação directa sobre a geometria do buraco negro supermassivo.
Cosmologia
Os modelos atuais de cosmologia são baseados em equações de Einstein incluindoconstante cosmológica Λ, que tem importante influência sobre a dinâmica de grande escala do cosmos,
em que g é o ab espaço-tempo métrica. Isotrópico e soluções homogêneas dessas equações melhoradas, as soluções de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker, permitir que os físicos para modelar um universo que tem evoluído ao longo dos últimos 14 bilhões de anos a partir de um quente, cedo Big Bang fase. Uma vez que um pequeno número de parâmetros (por exemplo significativo do universo matéria de densidade ) foram corrigidos pela observação astronómica, outros dados de observação pode ser usado para colocar os modelos à prova. Previsões, todos bem sucedidos, incluem a abundância inicial de elementos químicos formados em um período de nucleossíntese primordial, a estrutura em larga escala do universo, ea existência e as propriedades de um " eco térmica "desde os primeiros cosmos, a radiação cósmica de fundo.
Observações astronómicas da taxa de expansão cosmológica permitir que a quantidade total de matéria no universo a ser estimado, embora a natureza do assunto que permanece misterioso em parte. Cerca de 90 por cento de toda a matéria parece ser o chamado matéria escura , que tem massa (ou, equivalentemente, a influência da gravidade), mas não interage electromagneticamente e, portanto, não pode ser observada directamente. Não há geralmente aceite descrição deste novo tipo de matéria, no âmbito da conhecida física de partículas ou de outra forma. Evidência observacional de inquéritos redshift de distante supernovas e medições da radiação cósmica de fundo também mostram que a evolução do nosso universo é significativamente influenciada por uma constante cosmológica, resultando em uma aceleração da expansão cósmica ou, equivalente, por uma forma de energia com uma invulgar equação de estado, conhecido como energia escura, cuja natureza permanece por esclarecer.
Uma assim chamada fase de inflação , uma fase adicional de expansão fortemente acelerada por vezes cósmicos de cerca de 
segundos, foi levantada a hipótese em 1980 para explicar várias observações intrigantes que foram inexplicados por modelos cosmológicos clássicos, tais como a homogeneidade quase perfeita da radiação cósmica de fundo . Medições recentes da radiação cósmica de fundo resultaram na primeira evidência para este cenário. No entanto, há uma desconcertante variedade de cenários possíveis inflacionárias, que não pode ser restringida por não observações atuais. Uma questão ainda maior é a física do mais antigo universo, antes da fase inflacionária e perto de onde os modelos clássicos prever o big bang singularidade. Uma resposta confiável exigiria uma teoria completa da gravidade quântica, que ainda não foi desenvolvida (cf. seção sobre gravidade quântica , abaixo).
Conceitos avançados
Estrutura causal e geometria mundial
Na relatividade geral, nenhum corpo material pode apanhar com ou ultrapassar um pulso de luz. Sem influência de um evento A pode atingir qualquer outro local X antes de luz enviada para fora em A a X. Em consequência, uma exploração de todas as worldlines leves ( geodésicas nulas) fornece informações chave sobre a estrutura causal do espaço-tempo. Essa estrutura pode ser exibido usando diagramas de Penrose-Carter em que infinitamente grandes regiões de intervalos de espaço e tempo infinito está encolhido (" compactada "), de modo a caber em um mapa finito, enquanto a luz ainda viaja ao longo de diagonais como no padrão diagramas de espaço-tempo.
Ciente da importância da estrutura causal, Roger Penrose e outros desenvolveram o que é conhecido como geometria global. Na geometria global, o objeto de estudo não é um particular solução (ou família de soluções) para as equações de Einstein. Em vez disso, as relações que se aplicam a todos geodésicas, tais como a equação Raychaudhuri, e pressupostos não específicos adicionais sobre a natureza da matéria (geralmente sob a forma dos chamados condições de energia) são usadas para derivar resultados gerais.
Horizons
Usando a geometria global, alguns espaços-tempos pode ser mostrado para conter limites chamados horizontes, que demarcam uma região do resto espaço-tempo. Os exemplos mais conhecidos são os buracos negros : se a massa é comprimida em uma região suficientemente compacta de espaço (conforme especificado na conjectura hoop , a escala de comprimento relevante é o raio de Schwarzschild), nenhuma luz pode escapar do interior para o exterior. Uma vez que nenhum objeto pode ultrapassar um pulso de luz, toda a matéria interior é preso também. A passagem a partir do exterior para o interior é ainda possível, mostrando que o limite, o buraco negro horizonte , não é uma barreira física.
Os primeiros estudos de buracos negros invocado soluções explícitas de equações de Einstein, nomeadamente a esfericamente simétrica solução de Schwarzschild (usado para descrever um buraco negro estático) ea axisymmetric solução Kerr (usado para descrever uma rotação, buraco negro estacionário, e introdução de características interessantes, tais como o ergosfera). Usando a geometria global, mais tarde estudos revelaram propriedades mais gerais de buracos negros. No longo prazo, eles são bastante simples objetos caracterizadas por onze parâmetros especificando energia , momento linear , momento angular , localização em um determinado momento e carga elétrica . Isto é afirmado pelos buracos negros teoremas de singularidade: "buracos negros não têm cabelos", isto é, não há sinais distintivos como os penteados dos seres humanos. Independentemente da complexidade de um objeto gravitando em colapso para formar um buraco negro, o objeto que resultados (tendo emitido ondas gravitacionais) é muito simples.
Ainda mais notável, há um conjunto geral de leis conhecidas como mecânica de buraco negro, que é análogo ao leis da termodinâmica. , por exemplo, pela segunda lei da mecânica de buraco negro, a área do horizonte de eventos de um buraco negro em geral nunca vai diminuir com o tempo , de forma análoga à entropia de um sistema termodinâmico. Isto limita a energia que pode ser extraído por meios clássicos de um buraco negro rotativo (por exemplo, o processo de Penrose). Há fortes evidências de que as leis da mecânica de buraco negro são, de fato, um subconjunto das leis da termodinâmica, e que a área do buraco negro é proporcional à sua entropia. Isto leva a uma modificação das leis originais da mecânica de buraco negro: por exemplo, como a segunda lei da mecânica de buraco negro se torna parte da segunda lei da termodinâmica, é possível para a área do buraco negro para diminuir, contanto que outros processos garantir que, em geral, a entropia aumenta. Como termodinâmico objetos com temperatura diferente de zero, deverá buracos negros emitem radiação térmica. Cálculos semi-clássicos indicam que de fato eles fazem, com a gravidade de superfície fazendo o papel de temperatura na lei de Planck. Esta radiação é conhecida como radiação de Hawking (cf. a secção teoria quântica , abaixo).
Existem outros tipos de horizontes. Em um universo em expansão, um observador pode descobrir que algumas regiões do passado não pode ser observada (" horizonte de partículas "), e em algumas regiões do futuro não pode ser influenciado (horizonte de eventos). Mesmo no espaço Minkowski plana, mas que foram descritos por um observador acelerado ( espaço Rindler), haverá horizontes associados com uma radiação semi-clássica conhecida como radiação Unruh.
Singularidades
Outra característica perturbadora-geral-e bastante da relatividade geral é o aparecimento de fronteiras espaço-tempo conhecidos como singularidades. Spacetime pode ser explorada mediante o acompanhamento timelike e lightlike geodésicas-todas as formas possíveis que a luz e as partículas em queda livre pode viajar. Mas algumas soluções das equações de Einstein ter "bordas serrilhadas" -regions conhecidos como singularidades do espaço-tempo, onde os caminhos de luz e partículas que caem vêm a um fim abrupto, e geometria torna-se mal definido. Nos casos mais interessantes, estas são singularidades "curvatura", em que as quantidades que caracterizam geométricas curvatura espaço-tempo, tal o escalar Ricci, assumir valores infinitos. Exemplos de espaços-tempos bem conhecido com futuros singularidades-onde worldlines fim-de-são a solução de Schwarzschild, que descreve uma singularidade dentro de um buraco negro estático eterna, ou a solução de Kerr com sua singularidade em forma de anel dentro de um buraco negro em rotação eterna. O Friedmann-Lemaître soluções de Walker -Robertson e outros espaços-tempos descrevendo universos, têm singularidades passadas em que worldlines começar, a saber big bang singularidades, e alguns têm singularidades futuros ( Big Crunch) também.
. Tendo em conta que estes exemplos são todos altamente simétrica e, portanto, simplificada-é tentador concluir que a ocorrência de singularidades é um artefato de idealização O famoso teoremas de singularidade, mostrou-se utilizando os métodos da geometria global, dizem o contrário: as singularidades são uma característica genérica da geral relatividade, e inevitável uma vez que o colapso de um objecto com propriedades da matéria realistas prosseguiu para além de um certo estádio e também no início de uma ampla classe de expansão universos. No entanto, os teoremas dizem pouco sobre as propriedades de singularidades, e grande parte da pesquisa atual é dedicado à caracterização da estrutura genérica destas entidades (por exemplo, a hipótese de a chamada conjectura BKL). O hipótese censura cósmica afirma que todas as singularidades futuros realistas (não perfeito simetrias, a matéria com propriedades realistas) são ocultados com segurança afastado atrás de um horizonte, e, portanto, invisível para todos os observadores distantes. Embora nenhuma prova formal ainda existe, simulações numéricas oferecer provas da sua validade.
Equações de evolução
Cada solução da equação de Einstein abrange toda a história de um universo-lo não é apenas um instantâneo de como as coisas são, mas um todo, possivelmente matéria-cheia, espaço-tempo. Ele descreve o estado da matéria e geometria em todos os lugares e em todos os momentos em que universo particular. Por esta razão, a teoria de Einstein parece ser diferente da maioria das outras teorias físicas, que especificam equações de evolução de sistemas físicos: se o sistema está em um determinado estado, em algum momento, as leis da física permitem a extrapolação para o passado ou futuro. Outras diferenças entre a gravidade de Einstein e outros campos são que o primeiro é auto-interagindo (isto é, não-linear, mesmo na ausência de outros campos), e que não tem uma estrutura de fundo fixa-o próprio palco evolui como é o drama cósmica jogado fora.
Para entender as equações de Einstein como equações diferenciais parciais , é útil para formulá-las de uma forma que descreve a evolução do universo ao longo do tempo. Isto é feito em chamados "3 + 1", onde formulações espaço-tempo são divididos em três dimensões espaciais e uma dimensão de tempo. O exemplo mais conhecido é o formalismo ADM. Estas decomposições mostram que as equações de evolução espaço-tempo da relatividade geral são bem-comportado: soluções sempre existem, e são exclusivamente definidas, foram especificadas as condições iniciais uma vez adequadas. Tais formulações de equações de campo de Einstein são a base da relatividade numérica.
Quantidades global e quasi-locais
A noção de equações de evolução está intimamente ligada com outro aspecto da física relativística geral. Na teoria de Einstein, ele acaba por ser impossível encontrar uma definição geral de uma propriedade aparentemente simples, tais como total de um sistema de massa (ou energia ). A principal razão é que o campo-como qualquer campo deve-físico ser atribuída uma certa energia, mas que ele revela-se fundamentalmente impossível localizar que a energia gravitacional.
No entanto, existem possibilidades para definir massa total de um sistema, ou utilizando um "observador infinitamente distante" hipotético ( massa ADM) ou simetrias adequados ( em massa) Komar. Se um exclui da massa total do sistema de energia a ser levado para o infinito por ondas gravitacionais, o resultado é o chamado Bondi em massa nula infinito. Assim como na física clássica, pode ser demonstrado que essas massas são positivos. Existem correspondentes definições globais para o impulso e momento angular . Também tem havido um certo número de tentativas para definir quasi-local quantidades, tais como a massa de um sistema isolado formuladas utilizando apenas quantidades definidas dentro de uma região de espaço finito contendo esse sistema. A esperança é a obtenção de uma quantidade útil para declarações gerais sobre sistemas isolados, como uma formulação mais precisa da conjectura aro.
Relação com a teoria quântica
Se a relatividade geral é considerado um dos dois pilares da física moderna, a teoria quântica , a base da nossa compreensão da matéria de partículas elementares a física do estado sólido, é o outro. No entanto, ainda é uma questão em aberto de como os conceitos da teoria quântica pode ser conciliada com os da relatividade geral.
Teoria quântica de campos em espaço-tempo curvo
Ordinary teorias quânticas de campo , que formam a base da moderna física de partículas elementares , são definidos no plano espaço de Minkowski, que é uma excelente aproximação quando se trata de descrever o comportamento de partículas microscópicas em campos gravitacionais fracas, como os encontrados na Terra. A fim de descrever situações em que a gravidade é forte o suficiente para influenciar (quantum) matéria, ainda não forte o suficiente para exigir si quantização, os físicos têm formulado teorias quânticas de campos no espaço-tempo curvo. Essas teorias contar com a relatividade geral clássica para descrever um fundo curva o espaço-tempo, e definir uma teoria quântica de campos generalizada para descrever o comportamento da matéria quântica dentro desse espaço-tempo. Usando este formalismo, pode ser mostrado que os buracos negros emitem um espectro de corpo negro de partículas conhecidos como radiação Hawking , levando à possibilidade de que eles evaporar ao longo do tempo. Como brevemente mencionado acima , esta radiação desempenha um papel importante para a termodinâmica dos buracos negros.
A gravidade quântica
A procura de coerência entre uma descrição quântica da matéria e uma descrição geométrica do espaço-tempo, assim como o aparecimento de singularidades (onde escalas de comprimento curvatura se tornar microscópico), indicam a necessidade de uma teoria completa da gravidade quântica: para uma descrição adequada do interior dos buracos negros, e do universo muito cedo, uma teoria é necessária em que a gravidade ea geometria do espaço-tempo associado são descritos na linguagem da física quântica. Apesar dos grandes esforços, nenhuma teoria completa e consistente da gravidade quântica é conhecido atualmente, embora exista um número de candidatos promissores.
As tentativas de generalizar as teorias quânticas de campos comuns, usadas em física de partículas elementares para descrever as interações fundamentais, de modo a incluir a gravidade levaram a sérios problemas. Em baixas energias, esta abordagem for bem sucedida, na medida em que resulta em um aceitável (quantum) teoria de campo efetivo de gravidade. No energias muito altas, no entanto, o resultado são modelos desprovidos de todo o poder preditivo (" non-renormalizabilidade ").
Uma tentativa de superar essas limitações é a teoria das cordas , a teoria quântica não de partículas pontuais, mas de minuto objetos extensos unidimensionais. A teoria promete ser uma descrição unificada de todas as partículas e interações, incluindo gravidade; o preço a pagar são características incomuns, tais como seis dimensões extras do espaço, além de três habituais. Em que é chamado de segunda revolução das supercordas, foi suspeitado de que tanto a teoria das cordas e uma unificação da relatividade geral e supersimetria conhecida como forma supergravity parte de um modelo de onze dimensões hipótese conhecida como teoria-M , o que constituiria uma exclusividade definida e consistente teoria da gravidade quântica.
Outra abordagem começa com os procedimentos canônicos quantização da teoria quântica. Usando o valor-formulação inicial da relatividade geral (cf. seção sobre equações de evolução, acima ), o resultado é a equação Wheeler-deWitt (um análogo da equação de Schrödinger) que, lamentavelmente, acaba por ser mal definido. No entanto, com a introdução do que são agora conhecidos como variáveis Ashtekar, isto conduz a um modelo promissor conhecida como a gravidade do quantum do laço. O espaço é representado por uma estrutura de teia do tipo chamado de rede de rotação, em evolução ao longo do tempo em passos discretos.
Dependendo de quais recursos da relatividade geral ea teoria quântica são aceites inalterada, e em que nível são introduzidas alterações, existem inúmeras outras tentativas de se chegar a uma teoria viável da gravitação quântica, alguns exemplos sendo triangulações dinâmicas, jogos causais,os modelos ou as twistormodelos baseados caminho-integrante dacosmologia quântica.
Todas as teorias candidatos continuam a ter grandes problemas formais e conceituais para vencer. Eles também enfrentam o problema comum que, por enquanto, não há nenhuma maneira de colocar as previsões de gravidade quântica para testes experimentais (e, portanto, para decidir entre os candidatos em que as suas previsões variam), embora haja esperança para que isso mude dados como futuros das cosmológica observações e experimentos de física de partículas se torna disponível.
Situação atual
A relatividade geral tem emergido como um modelo de grande sucesso da gravitação e da cosmologia, que até agora tem passado todos os testes observacionais e experimentais inequívoca. Mesmo assim, há fortes indícios de a teoria está incompleta. O problema da gravitação quântica ea questão da realidade das singularidades do espaço-tempo permanecerá aberta. Dados observacionais que é tomado como evidência para a energia escura e matéria escura pode indicar a necessidade de nova física, e enquanto o chamado Pioneer anomalia pode ainda admitir uma explicação convencional, ele também poderia ser um prenúncio de nova física. Mesmo tomado como está, a relatividade geral é rica em possibilidades para uma maior exploração. Relativistas matemáticos procuram compreender a natureza das singularidades e as propriedades fundamentais das equações de Einstein, e simulações de computador cada vez mais poderosos (como as que descrevem a fusão de buracos negros) são executados. A corrida para a primeira detecção direta de ondas gravitacionais continua em ritmo acelerado, na esperança de criar oportunidades para testar a validade da teoria de campos gravitacionais muito mais fortes do que tem sido possível até à data. Mais de 90 anos após a sua publicação, a relatividade geral continua a ser uma área altamente ativa de pesquisa.
