Introdução à relatividade geral
Informações de fundo
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| 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 |
A relatividade geral é um teoria da gravitação que foi desenvolvido por Albert Einstein entre 1907 e 1915. De acordo com a relatividade geral, a atração gravitacional observada entre massas resultados de sua deformação do espaço e tempo.
Até o início do século 20, Lei da gravitação universal de Newton havia sido aceito por mais de 200 anos como uma descrição válida da força gravitacional entre massas. No modelo de Newton, a gravidade é o resultado de uma força de atração entre objetos maciços. Embora ainda Newton foi incomodado pela natureza desconhecida de que a força, a estrutura básica foi extremamente bem sucedido em descrever o movimento.
Experimentos e observações mostram que a descrição de Einstein da gravitação é responsável por vários efeitos que são inexplicáveis pela lei de Newton, como anomalias minutos no órbitas de Mercúrio e outros planetas . A relatividade geral prevê ainda novos efeitos da gravidade, tais como ondas gravitacionais, lente gravitacional e um efeito da gravidade sobre o tempo conhecido como dilatação do tempo gravitacional. Muitas destas previsões foram confirmadas pela experiência, enquanto outros são objecto de investigação em curso. Por exemplo, embora não haja evidência indireta para ondas gravitacionais, evidências diretas de sua existência ainda está sendo procurado por várias equipes de cientistas em experiências como a LIGO e GEO 600 projetos.
A relatividade geral tornou-se uma ferramenta essencial na moderna astrofísica . Ele fornece a base para a compreensão atual de buracos negros , regiões do espaço onde atração gravitacional é tão forte que nem a luz pode escapar. Sua gravidade forte é pensado para ser responsável pela intensa radiação emitida por certos tipos de objetos astronômicos (como núcleos galácticos ativos ou microquasars). A relatividade geral também faz parte do quadro do padrão de Big Bang modelo de cosmologia .
Embora a relatividade geral não é a única teoria relativista da gravidade, que é o mais simples, tais teoria de que é consistente com os dados experimentais. No entanto, uma série de questões em aberto permanecem, o mais fundamental de que é como a relatividade geral pode ser conciliada com as leis da física quântica para produzir uma teoria completa e auto-consistente de gravidade quântica.
De especial a relatividade geral
Em setembro de 1905, Albert Einstein publicou sua teoria da relatividade especial , que concilia as leis do movimento de Newton com eletrodinâmica (a interação entre objetos com carga elétrica ). A relatividade especial introduziu um novo quadro para toda a física, propondo novos conceitos de espaço e tempo. Algumas teorias físicas, em seguida, aceitas eram inconsistentes com esse quadro; um exemplo-chave era a teoria de Newton da gravidade , que descreve a atração mútua vivida por corpos devido à sua massa.
Vários físicos, inclusive Einstein, procurou por uma teoria que conciliar lei da gravidade e relatividade especial de Newton. Só a teoria de Einstein provou ser consistente com experiências e observações. Para entender as idéias básicas da teoria, é instrutivo para seguir o pensamento de Einstein entre 1907 e 1915, a partir de sua simples pensei experimento envolvendo um observador em queda livre a sua teoria totalmente geométrica da gravidade.
Princípio da equivalência
Uma pessoa em um elevador em queda livre experimenta a ausência de peso, e objetos ou flutuar imóvel ou deriva a uma velocidade constante. Uma vez que tudo o elevador está a cair em conjunto, nenhum efeito gravitacional pode ser observada. Desta forma, as experiências de um observador em queda livre são indistinguíveis das de um observador no espaço profundo, longe de qualquer fonte significativa de gravidade. Os observadores são os ("inércia") observadores privilegiados Einstein descritas em sua teoria da relatividade especial : observadores para quem luz viaja ao longo de linhas retas em velocidade constante.
Einstein a hipótese de que as experiências semelhantes de observadores de imponderabilidade e observadores inerciais em relatividade especial representou uma propriedade fundamental da gravidade, e ele fez isso a pedra angular de sua teoria da relatividade geral, formalizado em sua princípio da equivalência. Grosso modo, os princípio estabelece que uma pessoa em um elevador em queda livre não pode dizer que ele está em queda livre. Cada experimento em tal ambiente em queda livre tem os mesmos resultados que ele faria para um observador em repouso ou em movimento uniforme no espaço profundo, longe de todas as fontes de gravidade.
Gravidade e aceleração
A maioria dos efeitos da gravidade desaparecer em queda livre, mas os efeitos que parecem as mesmas que as da gravidade pode ser produzido por um acelerado quadro de referência. Um observador em uma sala fechada não pode dizer qual dos seguintes é verdadeiro:
- Os objetos são caindo no chão porque o quarto está descansando na superfície da Terra e os objetos estão sendo puxados para baixo pela gravidade.
- Os objetos são caindo no chão porque o quarto é a bordo de um foguete no espaço, que está se acelerando a 9,81 m / s 2 e está longe de qualquer fonte de gravidade. Os objetos estão sendo puxado para o chão pela mesma "força inercial" que pressiona o motorista de um carro acelerando na parte traseira de seu assento.
Por outro lado, qualquer efeito observado em um referencial acelerado também deve ser observada num campo gravitacional da resistência correspondente. Este princípio permitiu Einstein para prever vários novos efeitos da gravidade em 1907, como explicado na próxima seção .
Um observador em um referencial acelerado deve introduzir o que os físicos chamam de forças fictícias para explicar a aceleração experimentada por ele próprio e os objetos ao seu redor. Um exemplo, já foi mencionada a força de pressão do condutor de um carro para acelerar o seu assento; outra é a força que você pode sentir que puxa os braços para cima e para fora se você tentar girar ao redor como um pião. Mestre visão de Einstein era que a constante puxar, familiar do campo gravitacional da Terra é fundamentalmente o mesmo que essas forças fictícias. O valor aparente de as forças fictícias sempre parece ser proporcional à massa de qualquer objecto no qual eles agem - por exemplo, o banco do condutor exerce força suficiente para acelerar o condutor na mesma taxa como o carro. Por analogia, Einstein propôs que um objeto em um campo gravitacional deve sentir uma força gravitacional proporcional à sua massa, tal como consagrado nos Lei da gravitação de Newton.
Consequências físicas
Em 1907, Einstein ainda tinha oito anos longe de completar a teoria da relatividade geral. No entanto, ele foi capaz de fazer uma série de novas predições testáveis, que foram baseadas em seu ponto de partida para o desenvolvimento de sua nova teoria: o princípio da equivalência.
O primeiro efeito é o novo mudança de freqüência gravitacional da luz. Considere dois observadores a bordo de um foguete-navio acelerando. A bordo de um navio deste tipo, há um conceito natural de "up" e "down": a direção em que o navio acelera é "para cima", e os objetos não acopladas acelerar na direção oposta, caindo "para baixo". Suponha que um dos observadores é "mais acima" do que o outro. Quando o observador inferior envia um sinal de luz para o observador mais elevada, a aceleração faz com que a luz a ser vermelho-deslocado , como pode ser calculada a partir de relatividade especial ; o segundo observador medirá uma menor frequência para a luz do que o primeiro. Por outro lado, a luz enviada a partir do mais elevado para o observador é inferior azul-deslocado, isto é, deslocou-se para frequências mais altas. Einstein argumentou que tais deslocamentos de frequência também deve ser observado em um campo gravitacional. Isto é ilustrado na figura da esquerda, que mostra uma onda de luz que é gradualmente deslocada para vermelho como ele funciona o seu caminho para cima contra a aceleração da gravidade. Este efeito foi confirmada experimentalmente, como descrito abaixo .
Esta mudança de frequência gravitacional corresponde a um dilatação do tempo gravitacional: Desde o observador "superior" mede a mesma onda de luz para ter uma frequência mais baixa do que o observador "inferior", o tempo deve estar passando mais rápido para o observador mais elevado. Assim, o tempo corre mais lentamente para os observadores que são mais baixos em um campo gravitacional.
É importante ressaltar que, para cada observador, não há alterações observáveis do fluxo do tempo para eventos ou processos que estão em repouso em seu quadro de referência. Cinco minutos-ovos como cronometradas pelo relógio de cada observador tem a mesma consistência; como um ano se passa em cada relógio, cada observador idades por esse montante; cada relógio, em suma, está em perfeito acordo com todos os processos acontecendo na sua vizinhança imediata. É somente quando os relógios são comparados entre os observadores independentes que se pode notar que o tempo corre mais devagar para o observador mais baixa do que para o superior. Este efeito é minutos, mas isso também foi confirmada experimentalmente em múltiplas experiências, como descrito abaixo .
De um modo semelhante, o Einstein previu deflexão gravitacional da luz: em um campo gravitacional, a luz é desviado para baixo. Quantitativamente, os resultados foram fora por um fator de dois; a derivação correta requer uma formulação mais completa da teoria da relatividade geral, e não apenas o princípio da equivalência.
Efeitos de maré
A equivalência entre os efeitos gravitacionais e inerciais não constitui uma teoria completa da gravidade. Quando se trata de explicar a gravidade perto da nossa própria localização na superfície da Terra, observando que a nossa estrutura de referência não está em queda livre, de modo que forças fictícias são de esperar, fornece uma explicação adequado. Mas um quadro de referência em queda livre de um dos lados da Terra não pode explicar por que razão as pessoas do lado oposto da Terra experimentar uma força gravitacional na direcção oposta.
A manifestação mais básica do mesmo efeito envolve dois corpos que estão caindo de lado a lado em direção à Terra. Em um quadro de referência que está em queda livre ao lado desses corpos, eles parecem pairar weightlessly - mas não exatamente assim. Estes corpos não estão caindo precisamente na mesma direção, mas no sentido de um único ponto no espaço: a saber, o da Terra centro de gravidade . Por conseguinte, há uma componente de movimento de cada corpo para o outro (ver a figura). Em um ambiente pequeno, como um elevador em queda livre, esta aceleração relativa é minúsculo, enquanto para pára-quedistas em lados opostos da Terra, o efeito é grande. Essas diferenças de força também são responsáveis pelas marés nos oceanos da Terra, de modo que o termo " efeito de maré "é utilizado para esse fenômeno.
A equivalência entre a inércia ea gravidade não pode explicar os efeitos das marés - que não pode explicar as variações no campo gravitacional. Para isso, é necessária uma teoria que descreve a maneira que a matéria (tais como a grande massa da Terra) afecta o ambiente de inércia em torno dele.
A partir de aceleração de geometria
Ao explorar a equivalência da gravidade e aceleração, bem como o papel das forças de maré, Einstein descobriu várias analogias com a geometria de superfícies. Um exemplo é a transição de um referencial inercial (no qual as partículas livres costa ao longo de percursos em linha reta a velocidades constantes) a um referencial em rotação (em que os termos adicionais correspondendo a forças fictícias têm de ser introduzidos, a fim de explicar o movimento da partícula): este é análoga à transição de um Cartesiano sistema (em que as linhas de coordenadas são linhas retas) coordenar a um curvado sistema (onde coordenar linhas não precisam ser reta) de coordenadas.
A analogia mais profunda relaciona forças de maré com uma propriedade de superfícies chamado curvatura. Para campos gravitacionais, a ausência ou a presença de forças de maré determina se ou não a influência da gravidade pode ser eliminado escolhendo um quadro de referência em queda livre. Da mesma forma, a ausência ou presença de curvatura determina se ou não uma superfície é equivalente a um plano . No verão de 1912, inspirado por essas analogias, Einstein procurou uma formulação geométrica da gravidade.
Os objectos elementares da geometria - pontos, linhas , triângulos - são tradicionalmente definido em três dimensões ou no espaço bidimensional superfícies. Em 1907, o matemático Hermann Minkowski (que era ex-professor de matemática de Einstein no Swiss Federal Politécnica) apresentou uma formulação geométrica de Einstein teoria da relatividade especial em que a geometria incluía não só espaço, mas também do tempo. A entidade básico desta nova geometria é de quatro dimensional espaço-tempo. As órbitas dos corpos em movimento são curvas no espaço-tempo; as órbitas dos corpos em movimento em velocidade constante, sem mudar de direcção correspondem a linhas retas.
Para superfícies, a generalização da geometria de um plano - uma superfície plana - a de que uma superfície curva geral foi descrito no início do século 19 por Carl Friedrich Gauss . Esta descrição tinha por sua vez foi generalizada para espaços de dimensões superiores em um formalismo matemático introduzido por Bernhard Riemann na década de 1850. Com a ajuda de Geometria de Riemann, Einstein formulou uma descrição geométrica da gravidade em que o espaço-tempo de Minkowski passa a ter distorcido o espaço-tempo curvo, assim como superfícies curvas são uma generalização das superfícies planas comuns.
Depois que ele tinha percebido a validade desta analogia geométrica, que levou Einstein mais três anos para encontrar a pedra angular ausente de sua teoria: as equações descrevendo como importa curvatura do espaço-tempo influências. Tendo formulado o que agora são conhecidos como As equações de Einstein (ou, mais precisamente, suas equações de campo de gravidade), ele apresentou sua nova teoria da gravidade em várias sessões do Academia Prussiana de Ciências, no final de 1915.
Geometria e gravitação
Parafraseando John Wheeler, teoria geométrica da gravidade de Einstein pode ser resumido assim: o espaço-tempo diz à matéria como se mover; a matéria diz ao espaço-tempo como curva. O que isto significa é abordada nas três seções a seguir, que exploram o movimento dos chamados partículas de prova, examinar quais propriedades da matéria servir como uma fonte de gravidade, e, finalmente, introduzir as equações de Einstein, que se referem estas propriedades da matéria à curvatura do espaço-tempo.
Sondando o campo gravitacional
Para mapear influência gravitacional de um corpo, é útil pensar sobre o que os físicos chamam de sonda ou partículas de teste: partículas que são influenciados pela gravidade, mas são tão pequeno e leve que pudermos negligenciar a sua própria efeito gravitacional. Na ausência de gravidade e outras forças externas, uma partícula teste se move ao longo de uma linha reta a uma velocidade constante. Na linguagem da espaço-tempo, isso equivale a dizer que essas partículas se movem ao longo do teste em linha reta linhas de mundo no espaço-tempo. Na presença de gravidade, o espaço-tempo é não-euclidiana, ou linhas curvas mundo, e em curvas espaço-tempo retas pode não existir. Em vez disso, as partículas de teste mover ao longo de linhas chamados geodésicas, que são "o mais reto possível".
Uma analogia simples é o seguinte: No geodesia, a ciência da medição de tamanho e forma da Terra, uma geodésica (de "geo" grego, Terra e "daiein", dividir) é o caminho mais curto entre dois pontos na superfície da Terra. Aproximadamente, uma tal via é um segmento de um grande círculo, como um linha de longitude ou o equador . Estes caminhos não são certamente em linha reta, simplesmente porque eles devem seguir a curvatura da superfície da Terra. Mas eles são tão simples quanto é possível sujeita a esta restrição.
As propriedades de geodésicas diferem das linhas rectas. Por exemplo, em um avião, linhas paralelas nunca se encontram, mas isso não é assim para geodésicas na superfície da Terra: por exemplo, linhas de longitude são paralelas no equador, mas se cruzam nos pólos. Analogamente, as linhas mundiais de partículas de teste em queda livre são geodésicas do espaço-tempo, as linhas mais retas possíveis no espaço-tempo. Mas ainda existem diferenças cruciais entre eles e as linhas retas verdadeiramente que podem ser rastreados no espaço-tempo livre de gravidade da relatividade especial. Na relatividade especial, geodésicas paralelas permanecem paralelas. Em um campo gravitacional com efeitos de maré, este não será, em geral, ser o caso. Se, por exemplo, dois corpos são inicialmente em repouso em relação uns aos outros, mas são, em seguida, deixado cair no campo gravitacional da Terra, que vai mover-se em relação uns aos outros à medida que cai em direcção ao centro da Terra.
Comparado com planetas e outros corpos celestes, os objetos da vida cotidiana (pessoas, carros, casas, mesmo montanhas) têm pouca massa. Sempre que esses objetos estão em causa, as leis que regem o comportamento das partículas de teste são suficientes para descrever o que acontece. Notavelmente, a fim de desviar uma partícula de teste a partir do seu caminho geodésica, uma força externa tem de ser aplicada. Uma pessoa sentada em uma cadeira está tentando seguir uma linha geodésica, isto é, a cair livremente em direcção ao centro da Terra. Mas a cadeira aplica uma força para cima externo impedindo a pessoa de cair. Desta forma, a relatividade geral explica a experiência diária de gravidade na superfície da Terra não para baixo como o de puxar de uma força gravitacional, mas como o impulso para cima de forças externas. Estas forças desviar todos os corpos que descansam na superfície da Terra a partir das geodésicas que de outro modo se seguem. Para objectos de matéria cuja influência gravitacional próprio não pode ser negligenciada, as leis do movimento são um pouco mais complicado do que para partículas de teste, embora continue a ser verdade que o espaço-tempo diz à matéria como se mover.
As equações de Einstein
As equações de Einstein são a peça central da relatividade geral. Eles fornecem uma formulação precisa da relação entre a geometria espaço-tempo e as propriedades da matéria, utilizando a linguagem de matemática. Mais concretamente, eles são formulados usando os conceitos de Riemannianos geometria, em que as propriedades geométricas de um espaço (ou um espaço-tempo) são descritos por uma quantidade de um chamado métrica. A métrica codifica as informações necessárias para calcular as noções geométricas fundamentais da distância e ângulo em um espaço curvo (ou espaço-tempo).
A superfície esférica como o da Terra fornece um exemplo simples. A localização de qualquer ponto sobre a superfície pode ser descrito por duas coordenadas: a geográfica latitude e longitude. Ao contrário das coordenadas cartesianas do plano, a diferença de coordenadas não são as mesmas que as distâncias na superfície, como se mostra no diagrama da direita: para alguém no equador, movendo-se de 30 graus de longitude oeste (linha magenta) corresponde a uma distância de cerca de 3.300 km (2.100 milhas). Por outro lado, alguém em uma latitude de 55 graus, que se deslocam 30 graus de longitude oeste (linha azul) cobre uma distância de apenas 1.900 km (1.200 milhas). Coordenadas portanto, não fornecem informação suficiente para descrever a geometria de uma superfície esférica, ou mesmo a geometria de todo o espaço mais complicado ou espaço-tempo. Essa informação é precisamente o que é codificado na métrica, que é uma função definida em cada ponto da superfície (ou espaço, ou espaço-tempo) e refere-se a diferença de coordenadas para diferenças em distância. Todas as outras quantidades que são de interesse na geometria, tal como o comprimento de qualquer curva dada, ou o ângulo no qual duas curvas se encontram, pode ser calculada a partir desta função de métrica.
A função métrica e sua taxa de alteração de ponto a ponto pode ser utilizado para definir uma quantidade geométrica chamado Riemann tensor de curvatura, que descreve exactamente como o espaço (ou espaço-tempo) é curvada em cada ponto. Na relatividade geral, a métrica e tensor de curvatura de Riemann são quantidades definidas em cada ponto do espaço-tempo. Como já foi mencionado, o teor de matéria do espaço-tempo define uma outra quantidade, a Energia-momentum tensor T, eo princípio de que "o espaço-tempo diz à matéria como se mover, e a matéria diz ao espaço-tempo como curva" significa que essas quantidades devem ser relacionadas entre si. Einstein formulou essa relação usando o tensor da curvatura de Riemann ea métrica para definir uma outra quantidade geométrica G, agora chamado de Einstein tensor, que descreve alguns aspectos da forma como o espaço-tempo é curvo. Equação de Einstein afirma que, em seguida,
ou seja, até um múltiplo constante, a quantidade G (que mede a curvatura) é igualada com a quantidade T (que mede o teor de matéria). As constantes envolvidas nessa equação refletem as diferentes teorias que entraram em sua fabricação: π é uma das constantes fundamentais da geometria, G é o constante gravitacional que já está presente na gravidade newtoniana, e c é a velocidade da luz , a constante de chave na relatividade especial.
Esta equação é muitas vezes referido no plural, como as equações de Einstein, uma vez que as quantidades de L e T são cada um determinado por várias funções das coordenadas de espaço-tempo, e as equações igualar cada uma dessas funções de componentes. Uma solução destas equações descreve uma geometria particular de espaço e tempo; por exemplo, a Solução de Schwarzschild descreve a geometria em torno de uma massa esférica, não rotativo, como uma estrela ou um buraco negro , enquanto que o Solução de Kerr descreve um buraco negro em rotação. Ainda outras soluções podem descrever um onda gravitacional ou, no caso de o Friedmann-Lemaître solução-Robertson-Walker, um universo em expansão. A solução mais simples é o uncurved Minkowski espaço-tempo, o espaço-tempo descrito pela relatividade especial.
Testes experimentais
Nenhuma teoria científica é apodicticamente true; cada um é um modelo que deve ser verificado pela experiência. Lei da gravidade de Newton foi aceito porque representou para o movimento dos planetas e luas do sistema solar com uma precisão considerável. Como a precisão das medições experimentais melhorado gradualmente, foram observadas algumas discrepâncias com previsões de Newton, e estes foram contabilizados na teoria geral da relatividade. Da mesma forma, as previsões da relatividade geral também deve ser verificado com a experiência, eo próprio Einstein concebeu três testes agora conhecidos como os testes clássicos da teoria:
- Gravidade newtoniana prevê que o orbitar que um único planeta traça em torno de um perfeitamente esférica estrela deve ser uma elipse . Teoria de Einstein prevê uma curva mais complicado: o planeta se comporta como se fosse viaja em torno de uma elipse, mas, ao mesmo tempo, da elipse no seu conjunto está a rodar lentamente em torno da estrela. No diagrama da direita, a elipse previsto pela gravidade newtoniana é mostrado em vermelho, e parte da órbita prevista por Einstein em azul. Para um planeta orbitando o Sol, este desvio órbitas de Newton é conhecido como o mudança periélio anômalo. A primeira medida deste efeito, para o planeta Mercúrio , remonta a 1859. Os resultados mais precisos para a Mercury e para outros planetas até agora são baseados em medidas que foram realizadas entre 1966 e 1990, usando radiotelescópios . A relatividade geral prevê a mudança periélio anômala correto para todos os planetas onde isso pode ser medido com precisão ( Mercúrio , Vênus ea Terra ).
- De acordo com a relatividade geral, a luz não viaja ao longo de linhas retas quando se propaga em um campo gravitacional. Em vez disso, é desviado na presença de corpos maciços. Em particular, a luz das estrelas é desviada quando passa perto do Sol, levando a mudanças aparentes de até 1,75 segundos de arco em posições das estrelas no céu noturno (um segundo arco é igual a 1/3600 de um grau ). No âmbito da gravidade newtoniana, um argumento heurística pode ser feita que leva a deflexão de luz por metade dessa quantidade. As previsões diferentes pode ser testada observando estrelas que estão perto do Sol durante um eclipse solar . Desta forma, uma expedição britânica para a África Ocidental, em 1919, dirigido por Arthur Eddington, confirmou que a predição de Einstein estava correta, e as previsões newtoniana errado, através de observação do Maio 1919 eclipse. Resultados de Eddington não eram muito precisos; observações subsequentes da deflexão da luz distante quasares pelo sol, que utilizam técnicas altamente precisos de radioastronomia, têm resultados de Eddington confirmou com precisão significativamente melhor (os primeiros tais medidas datam de 1967, a análise abrangente mais recente, de 2004).
- Redshift gravitacional foi medido pela primeira vez em um ambiente de laboratório em 1959 por Pound e Rebka. Ele também é visto nas medições astrofísicas, nomeadamente para a luz escapar da anã branca Sirius B . A conexo gravitacional efeito a dilatação do tempo foi medida pelo transporte relógios atômicos a altitudes de entre dezenas e dezenas de milhares de quilômetros (pela primeira vez por Hafele e Keating em 1971; mais precisamente até à data pelo Gravity Probe A lançado em 1976).
Destes testes, apenas o avanço periélio de Mercúrio era conhecido antes da publicação final de Einstein da relatividade geral em 1916. A confirmação experimental posterior de suas outras previsões, especialmente as primeiras medições da deflexão da luz pelo sol em 1919, catapultou Einstein para estrelato internacional. Estes três testes experimentais justificado adotar relatividade geral sobre a teoria de Newton e, aliás, ao longo de um número de alternativas à relatividade geral que tinham sido propostos.
Outros testes da relatividade geral incluem medições de precisão da Shapiro efeito gravitacional ou atraso de tempo para a luz, mais recentemente, em 2002 pela Cassini sonda espacial. Um conjunto de testes incide sobre efeitos previstos pela teoria da relatividade geral para o comportamento de giroscópios que viajam através do espaço. Um destes efeitos, precessão geodésica, foi testado com o Laser Lunar Experiment Ranging (medições de alta precisão da órbita da Lua ). Outra, que está relacionada com massas em rotação, é chamada -frame arrastando. Os efeitos geodésicas e arrastando-quadro foram ambos testados pelo Gravity Probe B experimento satélite lançado em 2004, com resultados confirmando a relatividade dentro de 0,5% e 15%, respectivamente, em dezembro de 2008.
Pelos padrões cósmicos, a gravidade em todo o sistema solar é fraco. Uma vez que as diferenças entre as previsões de Einstein e as teorias de Newton são mais pronunciados quando a gravidade é forte, os físicos têm sido muito interessado em testar vários efeitos relativísticos em um ambiente com comparativamente fortes campos gravitacionais. Isto tornou-se possível graças a observações de precisão pulsares binários. Em tal sistema de estrelas, dois altamente compacto estrelas de nêutrons orbitam um ao outro. Pelo menos um deles é um pulsar - um objeto astronômico que emite um feixe apertado de ondas de rádio. Esses feixes de atacar a Terra a intervalos regulares, de modo semelhante à maneira que o feixe de um farol rotativo significa que um observador vê um piscar farol, e pode ser observado como uma série altamente regular de pulsos. A relatividade geral prevê desvios específicos da regularidade desses pulsos de rádio. Por exemplo, às vezes, quando as ondas de rádio passam perto da outra estrela de nêutrons, eles devem ser desviado pelo campo gravitacional da estrela. Os padrões de impulsos observados são impressionantemente perto aqueles previstos pela teoria da relatividade geral.
Um determinado conjunto de observações está relacionada com aplicações práticas eminentemente úteis, ou seja, sistemas de navegação por satélite, como o Sistema de Posicionamento Global que são utilizados tanto para precisas e posicionamento cronometragem. Tais sistemas contam com dois conjuntos de relógios atômicos: relógios a bordo de satélites que orbitam a Terra, e relógios de referência estacionados na superfície da Terra. A relatividade geral prevê que esses dois conjuntos de relógios deve marcar a taxas ligeiramente diferentes, devido aos seus movimentos diferentes (um efeito já previsto pela relatividade especial) e seus diferentes posições dentro do campo gravitacional da Terra. A fim de garantir a precisão do sistema, os relógios dos satélites são ou retardado por um factor relativista, ou mesmo factor que é feito a parte do algoritmo de avaliação. Por sua vez, os testes de precisão do sistema (especialmente as medições muito minuciosas que fazem parte da definição de Horário Coordenado Universal) são testemunho da validade das previsões relativistas.
Um certo número de outros ensaios investigaram a validade de várias versões do equivalência princípio; estritamente falando, todas as medições de dilatação do tempo gravitacional são testes da versão fraca do referido princípio, não da própria relatividade geral. Até agora, a relatividade geral passou todos os testes observacionais.
Aplicações astrofísicas
Modelos baseados na teoria da relatividade geral desempenham um papel importante na astrofísica , eo sucesso destes modelos é mais uma prova da validade da teoria.
Lentes gravitacionais
Desde que a luz é desviada num campo gravitacional, que é possível para a luz de um objecto distante para chegar a um observador ao longo de dois ou mais trajectos. Por exemplo, a luz de um objecto muito distante, tal como um Quasar pode passar ao longo de um lado de uma enorme Galaxy e ser feito deflectir ligeiramente de modo a chegar a um observador terrestre, enquanto que a luz que passa ao longo do lado oposto do mesmo Galaxy é deflectida, bem como, atingindo o mesmo observador a partir de uma direcção ligeiramente diferente. Como resultado, que observador especial vai ver um objeto astronômico em dois lugares diferentes no céu noturno. Este tipo de focagem é bem sabido, quando se trata de lentes ópticas e, consequentemente, o efeito gravitacional correspondente é chamada lente gravitacional.
Astronomia observacional utiliza efeitos lensing como uma importante ferramenta para inferir propriedades do objeto lentes. Mesmo nos casos em que esse objeto não é diretamente visível, a forma de uma imagem lensed fornece informações sobre a massa de distribuição responsável pela deflexão da luz. Em particular, lentes gravitacionais fornece uma maneira de medir a distribuição da matéria escura , que não emite luz e só podem ser observados por seus efeitos gravitacionais. Uma aplicação particularmente interessante são observações de grande escala, onde as massas lensing estão espalhadas por uma fração significativa do universo observável, e pode ser usado para obter informações sobre as propriedades de grande escala e evolução do nosso cosmos.
Ondas gravitacionais
Ondas gravitacionais, uma consequência directa da teoria de Einstein, são as distorções da geometria que se propagam à velocidade da luz, e pode ser pensado como ondulações no espaço-tempo. Eles não devem ser confundidos com o ondas de gravidade de dinâmica dos fluidos, que são um conceito diferente.
Indirectamente, o efeito das ondas gravitacionais foi detectada em observações de estrelas binárias específicas. Tais pares de estrelas orbitam um ao outro e, ao fazê-lo, gradualmente perde a energia se emitindo ondas gravitacionais. Para estrelas comuns como o nosso Sol, essa perda de energia seria pequeno demais para ser detectado, mas essa perda de energia foi observado em 1974, em um pulsar binário chamado PSR1913 + 16. Em tal sistema, uma das estrelas orbitando é um pulsar. Isso tem duas consequências: um pulsar é um objeto extremamente denso conhecido como uma estrela de nêutrons, para os quais a emissão de ondas gravitacionais é muito mais forte do que para estrelas comuns. Além disso, um pulsar emite um feixe estreito de radiação electromagnética a partir dos seus pólos magnéticos. Como a rotação do pulsar, suas varreduras feixe sobre a Terra, onde é visto como uma série regular de pulsos de rádio, assim como um navio no mar observa flashes regulares de luz a partir da luz girando em um farol. Este padrão regular de rádio pulsa funciona como um "relógio" de alta precisão. Ele pode ser usado para cronometrar o período orbital de casal da estrela, e ele reage sensivelmente a distorções de espaço-tempo em sua vizinhança imediata.
Os descobridores do PSR1913 + 16, Russell Hulse e Joseph Taylor, foram agraciados com o Prêmio Nobel de Física em 1993. Desde então, vários outros pulsares binários foram encontrados. Os mais úteis são aqueles em que ambas as estrelas são pulsares, uma vez que proporcionam os mais precisos de relatividade geral.
Atualmente, um dos principais objetivos da pesquisa em relatividade é a detecção direta de ondas gravitacionais.Para este fim, uma série de terrestresdetectores de ondas gravitacionais estão em operação, e uma missão para lançar um detector baseado no espaço,LISA, está atualmente em desenvolvimento, com uma missão precursora (LISA Pathfinder) devido para o lançamento em Junho de 2013. Se forem detectadas ondas gravitacionais, que poderiam ser usados para obter informações sobre objetos compactos, comoestrelas de nêutrons eburacos negros, e também para sondar o estado dos primeirosuniversofrações desegundo após oBig Bang.
Buracos negros
Quando a massa está concentrada em um suficientemente região compacta do espaço, a relatividade geral prevê a formação de um buraco negro - uma região do espaço com uma atração gravitacional tão forte que nem a luz pode escapar. Certos tipos de buracos negros são pensados para ser o estado final na evolução dos maciços estrelas . Por outro lado, buracos negros supermassivos com a massa de milhões ou milhares de milhões de Sóis são assumidos para residir nos núcleos da maioria das galáxias , e eles desempenham um papel-chave na atual modelos de como as galáxias se formaram nos últimos bilhões de anos.
Matéria caindo sobre um objeto compacto é um dos mecanismos mais eficientes para liberar energia na forma de radiação, ea matéria caindo em buracos negros é pensado para ser responsável por alguns dos mais brilhantes fenômenos astronômicos que se possa imaginar. Exemplos notáveis de grande interesse para os astrônomos são quasares e outros tipos de núcleos galácticos ativos. Sob as condições corretas, caindo matéria acumulando em torno de um buraco negro pode levar à formação de jatos, no que se centraram feixes de matéria são arremessados para o espaço a velocidades próximas à da luz .
Existem várias propriedades que o tornam buracos negros fontes mais promissoras de ondas gravitacionais. Uma razão é que os buracos negros são os objetos mais compactas que podem orbitam um ao outro como parte de um sistema binário; como resultado, as ondas gravitacionais emitidos por um tal sistema são especialmente forte. Outra razão decorre do que são chamados buracos negros teoremas de singularidade: ao longo do tempo, os buracos negros reter apenas um conjunto mínimo de características distintivas (uma vez que diferentes estilos de cabelo são uma parte crucial do que dá às pessoas diferentes suas diferentes aparências, estes teoremas tornaram-se conhecidos como " sem cabelo "teoremas). Por exemplo, a longo prazo, o colapso de um cubo matéria hipotética não vai resultar em um buraco negro em forma de cubo. Em vez disso, o buraco negro resultante será indistinguível de um buraco negro formado pelo colapso de uma massa esférica, mas com uma diferença importante: em sua transição para uma forma esférica, o buraco negro formado pelo colapso de um cubo emite ondas gravitacionais .
Cosmologia
Um dos aspectos mais importantes da relatividade geral é que ele pode ser aplicado para o universo como um todo. Um ponto-chave é que, em grandes escalas, nosso universo parece ser construído ao longo de linhas muito simples: Todas as observações atuais sugerem que, em média, a estrutura do cosmos deve ser aproximadamente o mesmo, independentemente do local ou direcção de observação de um observador : o universo é aproximadamente homogênea e isotrópico. Tais universos relativamente simples pode ser descrito por soluções simples de equações de Einstein. Os actuais modelos cosmológicos do universo são obtidos através da combinação destas soluções simples para a relatividade geral com as teorias que descrevem as propriedades do universo matéria de conteúdo, ou seja, termodinâmica , Nucleares e física de partículas . De acordo com esses modelos, nosso universo atual emergiu de um estado de alta temperatura extremamente densa (o Big Bang ) cerca de 14 bilhão anos atrás, e foi se expandindo desde então.
As equações de Einstein podem ser generalizados pela adição de um termo chamado o constante cosmológica. termo Quando este estiver presente, o próprio espaço vazio actua como uma fonte de atraente ou, excepcionalmente, a gravidade repulsiva. Einstein apresentou originalmente este termo em seu pioneiro trabalho sobre cosmologia 1917, com uma motivação muito específica: o pensamento cosmológico contemporânea realizado o universo a ser estáticos, eo termo adicional foi necessário para a construção de universos modelo estático no âmbito da relatividade geral. Quando se tornou evidente que o universo não é estático, mas expandindo, Einstein foi rápido para descartar este período adicional; prematuramente, como sabemos hoje: A partir de cerca de 1998 em diante, um corpo de forma constante acumulação de evidência astronômica mostrou que a expansão do universo está acelerando de uma forma que sugere a presença de uma constante cosmológica ou, equivalente, de uma energia escura com específico Propriedades que permeia todo o espaço.
A pesquisa moderna: a relatividade geral e para além dela
A relatividade geral é muito bem sucedido em fornecer um quadro para a modelos precisos que descrevem uma impressionante variedade de fenômenos físicos. Por outro lado, há muitas questões interessantes abertas, e em particular, a teoria como um todo é quase certamente incompleta.
Em contraste com todas as outras teorias modernas de interações fundamentais, a relatividade geral é uma teoria clássica: ele não inclui os efeitos da física quântica . A busca por uma versão quântica da relatividade geral aborda um dos mais fundamentais questões abertas em física. Embora existam candidatos promissores para tal teoria da gravidade quântica, nomeadamente a teoria das cordas e gravidade quântica em loop, não existe actualmente nenhuma teoria consistente e completa. Há muito que se esperava que uma teoria da gravidade quântica também eliminaria uma outra característica problemática da relatividade geral: a presença de singularidades do espaço-tempo. Estes limites são singularidades ("arestas") de espaço-tempo no qual a geometria torna-se mal definidas, com a consequência de que a própria relatividade geral perde o seu poder de previsão. Além disso, existem os chamados teoremas de singularidade que predizem que tais singularidades deve existir dentro do universo se as leis da relatividade geral foram para segurar sem quaisquer modificações quântica. Os exemplos mais conhecidos são as singularidades associadas com os universos modelo que descrevem os buracos negros e do início do universo .
Outras tentativas para modificar relatividade geral ter sido apresentada no contexto de cosmologia . Nos modelos cosmológicos modernos, a maioria da energia no universo é em formas que nunca foram detectados directamente, nomeadamente a energia escura e matéria escura . Houve várias propostas polêmicas para evitar a necessidade para estas formas enigmáticas de matéria e energia, através da modificação das leis que regem a gravidade e as dinâmicas de expansão cósmica, por exemplo modificado dinâmica newtoniana.
Além dos desafios de efeitos quânticos e cosmologia, a investigação sobre a relatividade geral é rica em possibilidades de uma maior exploração: relativistas matemáticas explorar a natureza das singularidades e as propriedades fundamentais das equações de Einstein, simulações de computador cada vez mais abrangentes de espaços-tempos específicos (como as que descrevem fusão buracos negros) são executados, ea corrida para a primeira detecção direta de ondas gravitacionais continua em ritmo acelerado. Mais de 90 anos depois de a teoria foi publicado pela primeira vez, a pesquisa é mais ativa do que nunca.
