Zkoušky obecné relativity - Tests of general relativity

Obecná relativita
${\ Displaystyle G _ {\ mu \ nu}+\ Lambda g _ {\ mu \ nu} = {8 \ pi G \ over c^{4}} T _ {\ mu \ nu}}$
Úvod Dějiny Matematická formulace Testy
Základní koncepty Princip ekvivalence Speciální relativita Světová linie Pseudo-Riemannian potrubí
Jevy Keplerův problém Gravitační čočky Gravitační vlny Přetahování snímků Geodetický efekt Horizont událostí Jedinečnost Černá díra Vesmírný čas Časoprostorové diagramy Časoprostor Minkowski Einstein – Rosenův most
Rovnice Formalismy Rovnice Linearizovaná gravitace Einsteinovy ​​rovnice pole Friedmanna Geodetika Mathisson – Papapetrou – Dixon Hamilton – Jacobi – Einstein Formalismy ADM BSSN Post-newtonský Pokročilá teorie Kaluza – Kleinova teorie Kvantová gravitace
Řešení Schwarzschild ( interiér ) Reissner – Nordström Gödel Kerr Kerr – Newman Kasner Lemaître – Tolman Taub-NUT Milne Robertson – Walker pp-vlna van Stockum prach Weyl - Lewis - Papapetrou
Vědci Einstein Lorentz Hilberte Poincaré Schwarzschild de Sitter Reissner Nordström Weyl Eddington Friedman Milne Zwicky Lemaître Gödel Kolář Robertson Bardeen chodec Kerr Chandrasekhar Ehlers Penrose Hawking Raychaudhuri Taylor Hulse van Stockum Taub Nový muž Yau Thorne ostatní
Fyzikální portál  Kategorie
proti t E

Testy obecné relativity slouží k vytvoření pozorovacích důkazů pro teorii obecné relativity . První tři testy, které navrhuje Albert Einstein v roce 1915, se týkala „anomální“ precesi o přísluní z Merkuru v ohybu světla v gravitačním poli , a gravitační rudý posuv . Precese Merkuru již byla známá; experimenty ukazující ohyb světla v souladu s předpověďmi obecné relativity byly provedeny v roce 1919, přičemž stále přesnější měření byla prováděna v následujících testech; a vědci tvrdili, že změřili gravitační rudý posuv v roce 1925, přestože měření dostatečně citlivá na to, aby teorii skutečně potvrdila, byla provedena až v roce 1954. Přesnější program začínající v roce 1959 testoval obecnou relativitu na hranici slabého gravitačního pole, což výrazně omezilo možné odchylky od teorie.

V 70. letech minulého století začali vědci provádět další testy, počínaje měřením relativistického časového zpoždění v čase cesty radarového signálu poblíž Slunce Irwina Shapira . Začátek v roce 1974, Hulse , Taylor a další studovali chování binárních pulzarů zažívajících mnohem silnější gravitační pole, než jaké se nacházejí ve sluneční soustavě. Jak na hranici slabého pole (jako ve sluneční soustavě), tak na silnějších polích přítomných v soustavách binárních pulsarů byly předpovědi obecné relativity extrémně dobře testovány.

V únoru 2016 tým Advanced LIGO oznámil, že přímo detekoval gravitační vlny z fúze černé díry. Tento objev spolu s dalšími detekcemi oznámenými v červnu 2016 a červnu 2017 testoval obecnou relativitu ve velmi silném limitu pole, přičemž dosud pozoroval žádné odchylky od teorie.

Klasické testy

Albert Einstein navrhl v roce 1916 tři testy obecné relativity, následně nazvané „klasické testy“ obecné relativity:

1. periheliová precese oběžné dráhy Merkuru
2. vychylování světla podle slunce
3. gravitační rudý posuv světla

V dopise deníku The Times (z Londýna) 28. listopadu 1919 popsal teorii relativity a poděkoval svým anglickým kolegům za pochopení a testování jeho práce. Zmínil také tři klasické testy s komentáři:

„Hlavní přitažlivost teorie spočívá v její logické úplnosti. Pokud se jediný závěr z ní vyvozený ukáže jako špatný, je třeba se ho vzdát; změnit jej bez zničení celé struktury se zdá být nemožné.“

Periheliová precese Merkuru

Transit of Mercury 8. listopadu 2006 se slunečními skvrnami #921, 922 a 923

Periheliová precese Merkuru

Podle newtonovské fyziky by předmět v (izolovaném) systému dvou těl, skládající se z předmětu obíhajícího kolem sférické hmoty, vystopoval elipsu s těžištěm soustavy v ohnisku elipsy. Bod nejbližšího přiblížení, nazývaný periapsis (nebo, protože ústředním tělesem sluneční soustavy je Slunce, perihelion ), je pevný. Hlavní osa elipsy tedy zůstává fixována v prostoru. Oba objekty obíhají kolem těžiště tohoto systému, takže každý má svoji vlastní elipsu. Řada efektů ve sluneční soustavě však způsobuje, že se perihelia planet precesuje (otáčí) kolem Slunce, nebo ekvivalentně způsobuje, že se hlavní osa otáčí kolem středu hmoty, čímž se mění její orientace v prostoru. Hlavní příčinou je přítomnost jiných planet, které narušují vzájemnou oběžnou dráhu. Dalším (mnohem méně významným) efektem je sluneční oblateness .

Merkur se odchyluje od precese předpovídané z těchto newtonovských efektů. Tato anomální míra precese perihelia oběžné dráhy Merkuru byla poprvé rozpoznána v roce 1859 jako problém v nebeské mechanice , Urbainem Le Verrierem . Jeho opětovná analýza dostupných časovaných pozorování tranzitů Merkuru přes sluneční disk od roku 1697 do roku 1848 ukázala, že skutečná míra precese nesouhlasí s předpovědí z Newtonovy teorie o 38 palců ( arcsekund ) za tropické století (později znovu odhadnuto na 43 palců ) od Simon Newcomb v roce 1882). Byla navržena řada ad hoc a nakonec neúspěšných řešení, která ale měla tendenci přinášet další problémy.

V obecné relativitě je tato zbývající precese neboli změna orientace orbitální elipsy v její orbitální rovině vysvětlena gravitací zprostředkovanou zakřivením časoprostoru. Einstein ukázal, že obecná relativita úzce souhlasí s pozorovaným množstvím posunu perihelia. To byl silný faktor motivující k přijetí obecné relativity.

Ačkoli dřívější měření planetárních drah byly prováděny pomocí konvenčních dalekohledů, přesnější měření jsou nyní prováděna pomocí radaru . Celková pozorovaná precese Merkuru je 574,10 ″ ± 0,65 za století vzhledem k setrvačnému ICRF . Tuto precesi lze přičíst následujícím příčinám:

Korekce o 42,980 ± 0,001 ″/cy je 3/2 násobkem klasické predikce s parametry PPN . Účinek lze tedy plně vysvětlit obecnou relativitou. Novější výpočty založené na přesnějších měřeních situaci podstatně nezměnily. ${\ displaystyle \ gamma = \ beta = 1}$

V obecné relativitě je posun perihelionu σ , vyjádřený v radiánech na otáčku, přibližně dán vztahem:

${\ Displaystyle \ sigma = {\ frac {24 \ pi^{3} L^{2}} {T^{2} c^{2} \ left (1-e^{2} \ right)}} \ \ ,}$

kde L je semi-hlavní osa , T je oběžná doba , c je rychlost světla a e je orbitální excentricita (viz: Problém dvou těles v obecné relativitě ).

Také ostatní planety zažívají posun perihelia, ale protože jsou dále od Slunce a mají delší období, jejich posuny jsou nižší a nebylo možné je přesně pozorovat až dlouho po Merkuru. Například posun perihelia na oběžné dráze Země v důsledku obecné relativity je teoreticky 3,83868 "za století a experimentálně 3,8387 ± 0,0004"/cy, Venuše je 8,62473 "/cy a 8,6247 ± 0,0005 ″/cy a Mars 'je 1,351 ± 0,001"/ cy. Obě hodnoty byly nyní změřeny, přičemž výsledky jsou v dobré shodě s teorií. Periapsis posun také nyní byla měřena pro binární pulzujícím systémů s PSR 1913 + 16 ve výši 4,2 ° za rok. Tato pozorování jsou v souladu s obecnou relativitou. Je také možné měřit posun periapsie v binárních hvězdných systémech, které neobsahují ultrahusté hvězdy, ale je obtížnější přesně modelovat klasické efekty-například musí být zarovnáno otáčení hvězd s jejich orbitální rovinou známý a je těžké jej přímo měřit. Několik systémů, jako například DI Herculis , bylo změřeno jako testovací případy obecné relativity.

Vychylování světla Sluncem

Jedna z Eddingtonových fotografií experimentu se zatměním Slunce 1919 , představeného v jeho článku z roku 1920, který oznamuje jeho úspěch

Henry Cavendish v roce 1784 (v nepublikovaném rukopisu) a Johann Georg von Soldner v roce 1801 (publikoval v roce 1804) poukázali na to, že newtonovská gravitace předpovídá, že se světlo hvězd ohne kolem masivního objektu. Stejnou hodnotu jako Soldner vypočítal Einstein v roce 1911 pouze na základě principu ekvivalence. Einstein však v roce 1915 v procesu dokončování obecné relativity poznamenal, že jeho výsledek z roku 1911 (a tedy i Soldnerův výsledek z roku 1801) je pouze polovinou správné hodnoty. Einstein se stal prvním, kdo vypočítal správnou hodnotu pro ohyb světla: 1,75 arcsekundy pro světlo, které spaluje Slunce.

První pozorování vychýlení světla bylo provedeno zaznamenáním změny polohy hvězd , když prošly blízko Slunce na nebeské sféře . Pozorování provedl Arthur Eddington a jeho spolupracovníci (viz Eddingtonův experiment ) během úplného zatmění Slunce 29. května 1919 , kdy bylo možné pozorovat hvězdy poblíž Slunce (v té době v souhvězdí Býka ). Pozorování byla prováděna současně ve městech Sobral, Ceará , Brazílie a na Svatém Tomáši a Princově ostrově na západním pobřeží Afriky. Výsledek byl považován za velkolepé zprávy a dostal se na titulní stránku většiny velkých novin. Díky tomu se Einstein a jeho teorie obecné relativity stali světoznámými. Když se ho jeho asistent zeptal, jaká by byla jeho reakce, kdyby obecnou relativitu nepotvrdili Eddington a Dyson v roce 1919, Einstein skvěle udělal vtip: „Pak by mi bylo líto drahého Pána. Teorie je každopádně správná.“

Počáteční přesnost však byla špatná. Výsledky tvrdily, že některé byly sužovány systematickými chybami a možná i zkreslením potvrzení , ačkoli moderní opětovná analýza datové sady naznačuje, že Eddingtonova analýza byla přesná. Měření zopakoval tým z observatoře Lick při zatmění roku 1922 s výsledky, které souhlasily s výsledky z roku 1919 a od té doby se opakovaly několikrát, zejména v roce 1953 astronomové z Yerkesovy observatoře a v roce 1973 týmem z University of Texas . V těchto měřeních zůstala značná nejistota téměř padesát let, dokud se nezačala provádět pozorování na rádiových frekvencích . Zatímco Slunce je příliš blízko na to, aby se Einsteinův prstenec mohl nacházet mimo jeho korónu, u blízké hvězdy byl pozorován takový prstenec vytvořený vychýlením světla ze vzdálených galaxií.

Gravitační červený posun světla

Gravitační červený posun světelné vlny při pohybu vzhůru proti gravitačnímu poli (způsobenému žlutou hvězdou níže).

Einstein předpovídal gravitační rudý posun světla z principu ekvivalence v roce 1907 a bylo předpovězeno, že tento efekt lze měřit ve spektrálních čarách bílé trpasličí hvězdy , která má velmi vysoké gravitační pole. Počáteční pokusy změřit gravitační rudý posun spektra Sirius-B provedl Walter Sydney Adams v roce 1925, ale výsledek byl kritizován jako nepoužitelný kvůli kontaminaci světlem od (mnohem jasnější) primární hvězdy Sirius . První přesné měření gravitačního červeného posunu bílého trpaslíka provedl Popper v roce 1954 a změřil gravitační červený posun 21 km/s 40 Eridani B.

Redshift Siriuse B nakonec změřili Greenstein et al. v roce 1971, získání hodnoty pro gravitační rudý posun 89 ± 19 km/s, s přesnějšími měřeními Hubbleovým vesmírným teleskopem ukazujícím 80,4 ± 4,8 km/s.

Testy speciální relativity

Obecná teorie relativity zahrnuje Einsteinovu speciální teorii relativity , a proto test speciální relativity je také testováním aspektů obecné relativity. V důsledku principu rovnocennosti , Lorentz invariance drží na místě v nerotujících, volně padající referenčních snímků. Experimenty související se speciální relativitou Lorentzovy invariance (tj. Když lze gravitační efekty opomenout) jsou popsány v testech speciální relativity .

Moderní testy

Moderní éra testování obecné relativity byla z velké části zahájena podnětem Dickeho a Schiffa, kteří stanovili rámec pro testování obecné relativity. Zdůraznili důležitost nejen klasických testů, ale i nulových experimentů, testování účinků, které by se v zásadě mohly vyskytovat v gravitační teorii, ale v obecné relativitě se nevyskytují. Další důležitý teoretický vývoj zahrnoval vznik alternativních teorií k obecné relativitě , zejména teorie skalárního tenzoru , jako je Brans-Dickeova teorie ; parametrizované po Newtonova formalismu , ve kterém mohou být kvantifikovány odchylky od obecné teorie relativity; a rámec principu ekvivalence .

Experimentálně nový vývoj v oblasti průzkumu vesmíru , elektroniky a fyziky kondenzovaných látek umožnil další přesné experimenty, jako je experiment Pound – Rebka, laserová interferometrie a lunární dálkoměr .

Post-newtonovské testy gravitace

Počáteční testy obecné relativity byly ztěžovány nedostatkem životaschopných konkurentů teorie: nebylo jasné, jaké druhy testů ji odlišují od jejích konkurentů. Obecná relativita byla jedinou známou relativistickou gravitační teorií kompatibilní se speciální relativitou a pozorováními. Navíc je to extrémně jednoduchá a elegantní teorie. To se změnilo zavedením Brans -Dickeho teorie v roce 1960. Tato teorie je pravděpodobně jednodušší, protože neobsahuje žádné rozměrné konstanty a je kompatibilní s verzí Machova principu a Diracovou hypotézou o velkém počtu , dvěma filozofickými myšlenkami, které měly vliv na historie relativity. Nakonec to vedlo k vývoji parametrizovaného post-newtonovského formalismu od Nordtvedta a Willa , který parametrizuje, pokud jde o deset nastavitelných parametrů, všechny možné odchylky od Newtonova zákona univerzální gravitace k prvnímu řádu v rychlosti pohybujících se objektů ( tj. do prvního řádu , kde v je rychlost objektu a c je rychlost světla). Tato aproximace umožňuje systematickou analýzu možných odchylek od obecné relativity pro pomalu se pohybující objekty ve slabých gravitačních polích. Mnoho úsilí bylo vynaloženo na omezení post-newtonovských parametrů a odchylky od obecné relativity jsou v současné době velmi omezené. ${\ displaystyle v/c}$

Experimenty testující gravitační čočky a časové zpoždění světla omezují stejný post-newtonovský parametr, takzvaný Eddingtonův parametr γ, což je přímá parametrizace velikosti výchylky světla gravitačním zdrojem. V obecné teorii relativity se rovná jedné a v jiných teoriích nabývá různých hodnot (např. Brans -Dickeova teorie). Je to nejlépe omezené z deseti post-newtonovských parametrů, ale existují i ​​jiné experimenty, jejichž cílem je omezit ostatní. Přesná pozorování posunu perihelia Merkuru omezují další parametry, stejně jako testy principu silné ekvivalence.

Jedním z cílů mise BepiColombo na Merkur je otestovat obecnou teorii relativity měřením parametrů gama a beta parametrizovaného post-newtonovského formalismu s vysokou přesností. Experiment je součástí vědeckého experimentu Mercury Orbiter Radio Science Experiment (VÍCE). Sonda byla vypuštěna v říjnu 2018 a na oběžnou dráhu kolem Merkuru se má dostat v prosinci 2025.

Gravitační čočky

Jedním z nejdůležitějších testů je gravitační čočka . Bylo to pozorováno ve vzdálených astrofyzikálních zdrojích, ale ty jsou špatně kontrolovány a není jisté, jak omezují obecnou relativitu. Nejpřesnější testy jsou analogické s Eddingtonovým experimentem z roku 1919: měří vychýlení záření ze vzdáleného zdroje Sluncem. Zdroje, které lze nejpřesněji analyzovat, jsou vzdálené rádiové zdroje . Zejména některé kvasary jsou velmi silné rádiové zdroje. Směrové rozlišení jakéhokoli dalekohledu je v zásadě omezeno difrakcí; u radioteleskopů je to také praktický limit. Důležitého zlepšení v získávání polohových vysokých přesností (od miliarcsekund po mikroarcsekund) bylo dosaženo kombinací radioteleskopů po celé Zemi. Tato technika se nazývá velmi dlouhá základní interferometrie (VLBI). S touto technikou spojuje rádiová pozorování fázové informace rádiového signálu pozorované v dalekohledech oddělených na velké vzdálenosti. Nedávno tyto teleskopy změřily vychýlení rádiových vln Sluncem na extrémně vysokou přesnost, což potvrzuje množství vychýlení předpovídaného obecným vztahovým hlediskem na úroveň 0,03%. Na této úrovni přesnosti je třeba pečlivě vzít v úvahu systematické efekty, abychom určili přesné umístění dalekohledů na Zemi. Některé důležité efekty jsou nutace Země , rotace, lom atmosféry, tektonický posun a přílivové vlny. Dalším důležitým efektem je lom rádiových vln sluneční koronou . Naštěstí má tento efekt charakteristické spektrum , zatímco gravitační zkreslení je nezávislé na vlnové délce. Pečlivá analýza pomocí měření na několika frekvencích může tedy odečíst tento zdroj chyb.

Celá obloha je mírně zkreslená v důsledku gravitační výchylky světla způsobené Sluncem (kromě směru proti Slunci). Tento efekt byl pozorován astrometrickým satelitem Hipparcos Evropské vesmírné agentury . To měří pozice asi 10 ⁵ hvězd. Během plné mise o3,5 x 10 ⁶ relativní pozice byly stanoveny, každý s přesností typicky 3 milliarcseconds (přesnosti po dobu 8-9 magnitudy). Vzhledem k tomu, že gravitační výchylka kolmá na směr Země – Slunce je již 4,07 miliasekund, jsou korekce potřebné prakticky pro všechny hvězdy. Bez systematických efektů by chybu v individuálním pozorování 3 miliarcsekundy bylo možné snížit o druhou odmocninu počtu pozic, což by vedlo k přesnosti 0,0016 miliarcsekund. Systematické efekty však omezují přesnost stanovení na 0,3% (Froeschlé, 1997).

Byla zahájena v roce 2013 Gaia sonda bude provádět sčítání jedné miliardy hvězd v Mléčné dráze a měřit své pozice s přesností na 24 úhlové vteřiny. Poskytne tedy také přísné nové testy gravitační výchylky světla způsobené Sluncem, kterou předpovídala Obecná relativita.

Test zpoždění světla při cestování

Irwin I. Shapiro navrhl další test nad rámec klasických testů, který by mohl být proveden ve sluneční soustavě. Někdy se mu říká čtvrtý „klasický“ test obecné relativity . Předpověděl relativistické časové zpoždění (zpoždění Shapiro ) v době cesty tam a zpět pro radarové signály odrážející se od jiných planet. Pouhé zakřivení dráhy fotonu procházejícího v blízkosti Slunce je příliš malé na to, aby mělo pozorovatelný zpožďovací účinek (když je doba zpátečky porovnána s dobou, kterou foton sledoval po přímé dráze), ale obecná relativita předpovídá časové zpoždění, které se postupně zvětšuje, když foton prochází blíže ke Slunci v důsledku časové dilatace v gravitačním potenciálu Slunce. Pozorování radarových odrazů od Merkuru a Venuše těsně před a po jejich zastínění Sluncem souhlasí s obecnou teorií relativity na úrovni 5%.

Nedávno sonda Cassini provedla podobný experiment, který dal souhlas s obecnou relativitou na úrovni 0,002%. Následující podrobné studie však odhalily, že naměřená hodnota parametru gama PPN je ovlivněna gravitomagnetickým efektem způsobeným orbitálním pohybem Slunce kolem barycentra sluneční soustavy. Gravitomagnetický efekt v rádiovém experimentu Cassini byl B. Berottim implicitně postulován jako s čistým obecným relativistickým původem, ale jeho teoretická hodnota nebyla nikdy testována v experimentu, který ve skutečnosti činí experimentální nejistotu v naměřené hodnotě gama skutečně větší (o faktor 10) než 0,002% nárokovaných B. Berottim a spoluautoři v Nature.

Interferometrie Very Long Baseline naměřila na rychlosti závislé (gravitomagnetické) korekce časového zpoždění Shapiro v oblasti pohybu Jupitera a Saturnu.

Gravitační zkreslení na nosičích informací

Pro komunikaci na dlouhé vzdálenosti v prostoru se vypočítá gravitační zkreslení lokalizovaných informačních nosičů, vyplývající ze zakřivené časoprostorové geometrie, které jsou volně transportovány po obecné geodetice , a uvádí se, že je významné pro úroveň, kterou lze měřit.

Princip ekvivalence

Princip ekvivalence ve své nejjednodušší formě tvrdí, že trajektorie padajících těles v gravitačním poli by měly být nezávislé na jejich hmotnosti a vnitřní struktuře za předpokladu, že jsou dostatečně malé, aby nerušily prostředí nebo na ně působily slapové síly . Tato myšlenka byla testována s extrémně vysokou přesností experimenty torzní rovnováhy Eötvös , které hledají diferenciální zrychlení mezi dvěma testovacími hmotami. Omezení tohoto a existence páté síly nebo gravitační interakce Yukawa závislé na složení jsou velmi silná a jsou diskutována v rámci principu páté síly a slabé ekvivalence .

Verze principu ekvivalence, nazývaná princip silné ekvivalence , tvrdí, že samogravitující padající tělesa, jako jsou hvězdy, planety nebo černé díry (která jsou všechna držena pohromadě svou gravitační přitažlivostí), by měla v gravitačním poli sledovat stejné trajektorie, za předpokladu, že jsou splněny stejné podmínky. Říká se tomu Nordtvedtův efekt a je nejpřesněji testován Lunar Laser Ranging Experiment . Od roku 1969 nepřetržitě měří vzdálenost od několika dálkoměrných stanic na Zemi k reflektorům na Měsíci s přesností přibližně na centimetry. Ty poskytly silné omezení na několik dalších post-newtonovských parametrů.

Další součástí principu silné ekvivalence je požadavek, aby Newtonova gravitační konstanta byla v čase konstantní a měla stejnou hodnotu všude ve vesmíru. Existuje mnoho nezávislých pozorování omezujících možnou změnu Newtonovy gravitační konstanty , ale jedno z nejlepších pochází z lunárního zjišťování vzdálenosti, které naznačuje, že gravitační konstanta se nemění o více než jednu část za 10 ¹¹ za rok. Stálost ostatních konstant je diskutována v části principu Einsteinovy ​​ekvivalence v článku o principu ekvivalence.

Gravitační rudý posun a dilatace času

První z klasických testů diskutovaných výše, gravitační rudý posuv , je jednoduchým důsledkem Einsteinova principu ekvivalence a byl předpovězen Einsteinem v roce 1907. Jako takový není testem obecné relativity stejným způsobem jako post-newtonovský testy, protože jakákoli gravitační teorie dodržující princip ekvivalence by měla také zahrnovat gravitační rudý posuv. Potvrzení existence efektu však bylo důležitým potvrzením relativistické gravitace, protože absence gravitačního červeného posunu by relativitě silně odporovala. První pozorování gravitačního červeného posuvu bylo měření posunu spektrálních čar od hvězdy bílého trpaslíka Siriuse B Adamsem v roce 1925, diskutované výše, a následná měření dalších bílých trpaslíků. Vzhledem k obtížnosti astrofyzikálního měření však bylo vhodnější experimentální ověření pomocí známého pozemského zdroje.

Experimentální ověření gravitačního červeného posuvu pomocí pozemských zdrojů trvalo několik desetiletí, protože je obtížné najít hodiny (pro měření časové dilatace ) nebo zdroje elektromagnetického záření (pro měření červeného posunu) s frekvencí, která je dostatečně známá, takže účinek lze přesně změřit . Poprvé bylo experimentálně potvrzeno v roce 1959 pomocí měření změny vlnové délky fotonů gama záření generovaných Mössbauerovým efektem , který generuje záření s velmi úzkou šířkou čáry. Pound-Rebka experiment měří relativní rudý posuv dvou zdrojů nacházejících se v horní a dolní části Harvard University Jefferson věže. Výsledek byl ve skvělé shodě s obecnou relativitou. Jednalo se o jeden z prvních přesných experimentů testujících obecnou relativitu. Experiment byl později vylepšen na lepší než 1% úroveň Pound a Snider.

Blueshift padajícího fotonu lze nalézt za předpokladu, že má ekvivalentní hmotnost na základě jeho frekvence (kde h je Planckova konstanta ) spolu s , výsledkem speciální relativity. Takové jednoduché derivace ignorují skutečnost, že v obecné relativitě experiment srovnává spíše hodinové rychlosti než energie. Jinými slovy, „vyšší energii“ fotonu poté, co spadne, lze ekvivalentně připsat pomalejšímu běhu hodin hlouběji v gravitačním potenciálu. Pro úplné ověření obecné relativity je důležité také ukázat, že rychlost příchodu fotonů je větší než rychlost, jakou jsou emitovány. Velmi přesný gravitační experiment s červeným posuvem, který se zabývá touto problematikou, byl proveden v roce 1976, kdy byly do výšky 10 000 km vypuštěny hodiny vodíkového maseru na raketě a jeho rychlost ve srovnání se shodnými hodinami na zemi. Testovalo to gravitační rudý posun na 0,007%. ${\ Displaystyle E = hf}$${\ Displaystyle E = mc^{2}}$

Přestože Global Positioning System (GPS) není navržen jako test základní fyziky, musí ve svém časovacím systému počítat s gravitačním červeným posunem a fyzici analyzovali časovací data z GPS, aby potvrdili další testy. Když byla vypuštěna první družice, někteří inženýři odolali předpovědi, že dojde ke znatelné gravitační časové dilataci, takže první družice byla vypuštěna bez úpravy hodin, která byla později zabudována do dalších satelitů. Ukázal předpokládaný posun o 38 mikrosekund denně. Tato míra nesrovnalostí je dostačující k tomu, aby podstatně zhoršila funkci GPS během několika hodin, pokud není započítána. Vynikající popis úlohy, kterou hraje obecná relativita při návrhu GPS, lze nalézt v Ashby 2003.

Dalšími testy přesnosti obecné relativity, které zde nejsou diskutovány, jsou družice Gravity Probe A , vypuštěná v roce 1976, která ukázala, že gravitace a rychlost ovlivňují schopnost synchronizovat rychlosti hodin obíhajících kolem centrální hmoty a Hafele -Keatingův experiment , který využíval atomové hodiny v obeplutých letadlech, aby společně testovaly obecnou relativitu a speciální relativitu.

Testy přetahování snímků

Družice LAGEOS-1. ( D = 60 cm)

Testy precese Lense – Thirring , skládající se z malých sekulárních precesí na oběžné dráze testované částice pohybující se kolem centrální rotující hmoty, například planety nebo hvězdy, byly provedeny se satelity LAGEOS , ale jejich mnoho aspektů zůstat kontroverzní. Stejný účinek mohl být zjištěn v datech kosmické lodi Mars Global Surveyor (MGS), bývalé sondy na oběžné dráze kolem Marsu ; také takový test vyvolal debatu. Nedávno byly také hlášeny první pokusy o detekci účinku Sluneční čočka - Thirring na perihelia vnitřních planet . Tažení snímku by způsobilo, že orbitální rovina hvězd obíhajících poblíž supermasivní černé díry by se precesovala kolem osy otáčení černé díry. Tento efekt by měl být zjistitelný během několika příštích let pomocí astrometrického monitorování hvězd ve středu galaxie Mléčné dráhy . Porovnáním rychlosti orbitální precese dvou hvězd na různých oběžných drahách je v zásadě možné testovat věty o obecné srsti bez chlupů .

Gravity Probe B satelit, který byl zahájen v roce 2004 a fungovala až do roku 2005, byl zaznamenán frame-tažením a geodetický efekt . Při experimentu byly použity čtyři křemenné koule o velikosti pingpongových míčků potažených supravodičem. Analýza dat pokračovala až do roku 2011 kvůli vysokým hladinám hluku a obtížím při přesném modelování šumu, aby bylo možné najít užitečný signál. Hlavní vyšetřovatelé na Stanfordské univerzitě hlásili 4. května 2011, že přesně změřili efekt tažení rámce vzhledem ke vzdálené hvězdě IM Pegasi a výpočty se ukázaly být v souladu s předpovědí Einsteinovy ​​teorie. Výsledky, publikované ve Physical Review Letters, měřily geodetický efekt s chybou asi 0,2 procenta. Výsledky uvádějí, že efekt přetahování snímků (způsobený rotací Země) přidal až 37 milisekund s chybou asi 19 procent. Vyšetřovatel Francis Everitt vysvětlil, že milisekunda „je šířka lidského vlasu viditelná na vzdálenost 10 mil“.

V lednu 2012 byl podle jeho zastánců vypuštěn satelit LARES na raketu Vega, aby změřil efekt Lense – Thirring s přesností asi 1%. Toto hodnocení skutečné dosažitelné přesnosti je předmětem diskuse.

Zkoušky gravitačního potenciálu na malé vzdálenosti

Je možné vyzkoušet, zda gravitační potenciál pokračuje s inverzním čtvercovým zákonem na velmi malých vzdálenostech. Dosavadní testy se zaměřily na odchylku od GR ve formě potenciálu Yukawa , ale nebyly nalezeny žádné důkazy pro potenciál tohoto druhu. Potenciál Yukawa s byl vyloučen až do m. ${\ Displaystyle V (r) = V_ {0} \ left (1+ \ alpha e^{-r/\ lambda} \ right)}$${\ Displaystyle \ alpha = 1}$${\ Displaystyle \ lambda = 5,6 \ krát 10^{-5}}$

Experiment Mossbauerova rotoru

Vyplývá to z Einsteinovy ​​myšlenky, že rotující pozorovatel je ekvivalentní pozorovateli v gravitačním poli. Experimenty Mössbauerova rotoru umožňují přesné potvrzení relativistického Dopplerova jevu. Ze zdroje uprostřed rotujícího disku jsou paprsky gama posílány do absorbéru na okraji (v některých variantách bylo toto schéma obráceno) a za absorbér byl umístěn nepohyblivý čítač. Podle relativity by charakteristická resonanční absorpční frekvence pohybujícího se absorbéru na ráfku měla v důsledku časové dilatace klesat, takže se zvyšuje přenos gama paprsků přes absorbér, který je následně měřen nepohyblivým čítačem za absorbérem. Tento efekt byl ve skutečnosti pozorován pomocí Mössbauerova jevu . Princip ekvivalence umožňuje interpretaci této časové dilatace v důsledku rotace z hlediska gravitační časové dilatace, jak původně navrhoval Einstein. Tyto experimenty byly propagovány Hay et al. (1960), Champeney a kol. (1965) a Kündig (1963). Moderní experimenty s rotorem Mossbauer umožnily najít další efekt díky synchronizaci hodin a jejich správná fyzická interpretace byla Gravity Research Foundation uznána jako nový důkaz obecné relativity v roce 2018 .

Silné polní testy

Velmi silná gravitační pole, která se nacházejí v blízkosti černých děr , zejména supermasivní černé díry, o nichž se předpokládá, že pohání aktivní galaktická jádra a aktivnější kvasary , patří do oblasti intenzivního aktivního výzkumu. Pozorování těchto kvasarů a aktivních galaktických jader je obtížné a interpretace pozorování je do značné míry závislá na jiných astrofyzikálních modelech, než je obecná relativita nebo konkurenční základní gravitační teorie , ale jsou kvalitativně konzistentní s konceptem černé díry modelovaným v obecné relativitě.

Binární pulsary

Pulsary jsou rychle rotující neutronové hvězdy, které při rotaci vydávají pravidelné rádiové impulsy. Jako takové fungují jako hodiny, které umožňují velmi přesné sledování jejich orbitálních pohybů. Pozorování pulsarů na oběžné dráze kolem jiných hvězd prokázalo značné precese periapsie, které nelze klasicky vysvětlit, ale lze je vysvětlit pomocí obecné relativity. Například binární pulsar Hulse – Taylor PSR B1913+16 (pár neutronových hvězd, u nichž je jedna detekována jako pulsar) má pozorovanou precesi více než 4 ° oblouku za rok (posun periastronu na oběžnou dráhu pouze asi 10 ⁻⁶ ). Tato precese byla použita k výpočtu hmotností součástí.

Podobně jako způsob, jakým atomy a molekuly vyzařují elektromagnetické záření , může gravitační vlny vyzařovat gravitační hmota, která je v kvadrupólovém typu nebo s vibracemi vyššího řádu, nebo je asymetrická a rotuje. Předpovídá se, že tyto gravitační vlny se pohybují rychlostí světla . Například planety obíhající kolem Slunce neustále ztrácejí energii prostřednictvím gravitačního záření, ale tento efekt je tak malý, že je nepravděpodobné, že bude v blízké budoucnosti pozorován (Země vyzařuje asi 200 wattů gravitačního záření ).

Záření gravitačních vln bylo odvozeno z binárního souboru Hulse -Taylor (a dalších binárních pulsarů). Přesné načasování pulzů ukazuje, že hvězdy obíhají jen přibližně podle Keplerových zákonů : postupem času se k sobě postupně spirálovitě přibližují, což ukazuje na ztrátu energie v těsné shodě s předpovídanou energií vyzařovanou gravitačními vlnami. Za svůj objev prvního binárního pulsaru a měření jeho orbitálního rozpadu v důsledku emise gravitačních vln získali Hulse a Taylor v roce 1993 Nobelovu cenu za fyziku .

„Dvojitý pulsar“ objevený v roce 2003, PSR J0737-3039 , má periastronovou precesi 16,90 ° za rok; na rozdíl od dvojhvězdy Hulse -Taylor jsou obě neutronové hvězdy detekovány jako pulsary, což umožňuje přesné načasování obou členů systému. Díky tomu těsná oběžná dráha, skutečnost, že systém je téměř na hraně, a velmi nízká příčná rychlost systému při pohledu ze Země, J0737-3039 poskytuje zdaleka nejlepší systém pro zkoušky obecné relativity v silném poli dosud známé. Je pozorováno několik odlišných relativistických efektů, včetně orbitálního rozpadu jako v systému Hulse -Taylor. Po dvou a půl letech pozorování systému byly možné čtyři nezávislé testy obecné relativity, přičemž nejpřesnější (Shapirovo zpoždění) potvrdilo předpověď obecné relativity v rozmezí 0,05% (nicméně posun periastronu na oběžnou dráhu je pouze asi 0,0013% kruh a nejedná se tedy o test relativity vyššího řádu).

V roce 2013 oznámil mezinárodní tým astronomů nová data z pozorování pulsarově bílého trpasličího systému PSR J0348+0432 , ve kterém dokázali změřit změnu oběžné doby o 8 miliontin sekundy za rok, a potvrdili GR předpovědi v režimu extrémních gravitačních polí nikdy předtím nezkoumány; ale stále existují některé konkurenční teorie, které by s těmito daty souhlasily.

Přímá detekce gravitačních vln

Řada detektorů gravitačních vln byla postavena se záměrem přímo detekovat gravitační vlny vycházející z takových astronomických událostí, jako je sloučení dvou neutronových hvězd nebo černých děr . V únoru 2016 tým Advanced LIGO oznámil, že přímo detekoval gravitační vlny z fúze hvězdné binární černé díry , přičemž další detekce byly oznámeny v červnu 2016, červnu 2017 a srpnu 2017.

Obecná relativita předpovídá gravitační vlny, stejně jako každá gravitační teorie, ve které se změny v gravitačním poli šíří konečnou rychlostí. Poté by funkce odezvy LIGO mohla rozlišovat mezi různými teoriemi. Jelikož gravitační vlny lze detekovat přímo, je možné je použít k poznání vesmíru. Toto je astronomie s gravitačními vlnami . Gravitační vlnová astronomie může testovat obecnou relativitu ověřením, že pozorované vlny jsou v předpovězené formě (například, že mají pouze dvě příčné polarizace), a kontrolou, že černé díry jsou objekty popsané řešením rovnic Einsteinova pole .

Gravitační vlnová astronomie může také testovat Maxwellovy-Einsteinovy ​​polní rovnice. Tato verze rovnic pole předpovídá, že rotující magnetary (tj. Neutronové hvězdy s extrémně silným magnetickým dipólovým polem) by měly emitovat gravitační vlny. Kvantové úvahy však naznačují něco jiného a zdánlivě poukazují na konkrétní verzi Einsteinových polních rovnic. Astronomii s gravitačními vlnami by tedy bylo možné použít nejen k potvrzení stávající teorie, ale spíše by mohla být použita k rozhodování o tom, která verze rovnic Einsteinova pole je správná.

„Tato úžasná pozorování jsou potvrzením mnoha teoretických prací, včetně Einsteinovy ​​obecné teorie relativity, která předpovídá gravitační vlny,“ řekl Stephen Hawking.

Přímé pozorování černé díry

Jasný prstenec materiálu obklopující temný střed, který označuje stín supermasivní černé díry M87 . Obrázek také poskytl klíčové potvrzení obecné relativity.

Galaxie M87 byla v roce 2017 předmětem pozorování dalekohledem Event Horizon Telescope (EHT); vydání časopisu Astrophysical Journal Letters (sv. 875, č. 1) z 10. dubna 2019 bylo věnováno výsledkům EHT a bylo publikováno šest příspěvků s otevřeným přístupem . Horizont událostí černé díry ve středu M87 byl přímo zobrazen na vlnové délce rádiových vln podle EHT; snímek byl odhalen na tiskové konferenci 10. dubna 2019, první snímek horizontu událostí černé díry.

Gravitační rudý posuv a orbitální precese hvězdy v silném gravitačním poli

Gravitační červený posun ve světle hvězdy S2 obíhající kolem supermasivní černé díry Sagittarius A* ve středu Mléčné dráhy byl změřen dalekohledem Very Large Telescope pomocí přístrojů GRAVITY, NACO a SIFONI. Kromě toho nyní došlo k detekci Schwarzschildovy precese na oběžné dráze hvězdy S2 poblíž masivní černé díry galaktického středu.

Princip silné ekvivalence

Princip silné ekvivalence obecné relativity vyžaduje, aby univerzálnost volného pádu platila i pro tělesa se silnou vlastní gravitací. Přímé testy tohoto principu pomocí těles sluneční soustavy jsou omezeny slabou gravitací těl a testy využívající binární soubory pulsar-bílý trpaslík byly omezeny slabým gravitačním tahem Mléčné dráhy. S objevem systému tří hvězd nazvaného PSR J0337+1715 , který se nachází asi 4 200 světelných let od Země, lze princip silné ekvivalence testovat s vysokou přesností. Tento systém obsahuje neutronovou hvězdu na 1,6denní oběžné dráze s bílým trpaslíkem a dvojici na 327denní oběžné dráze s dalším bílým trpaslíkem dále. Tento systém umožňuje test, který porovnává, jak gravitační tah vnějšího bílého trpaslíka ovlivňuje pulsar, který má silnou vlastní gravitaci, a vnitřního bílého trpaslíka. Výsledek ukazuje, že zrychlení pulsaru a jeho blízkého společníka s bílým trpaslíkem se liší zlomkem maximálně o 2,6 × 10 ⁻⁶ (95% úroveň spolehlivosti ).

Rentgenová spektroskopie

Tato technika je založena na myšlence, že trajektorie fotonů se mění v přítomnosti gravitačního tělesa. Velmi běžným astrofyzikálním systémem ve vesmíru je černá díra obklopená akrečním diskem . Záření z obecného okolí, včetně akrečního disku, je ovlivněno povahou centrální černé díry. Za předpokladu, že Einsteinova teorie je správná, jsou astrofyzikální černé díry popsány Kerrovou metrikou. (Důsledek vět bez vlasů .) Analýzou radiace z takových systémů je tedy možné testovat Einsteinovu teorii.

Většina záření z těchto černých děr-akrečních diskových systémů (např. Binárních souborů černých děr a aktivních galaktických jader ) přichází ve formě rentgenových paprsků. Při modelování se záření rozkládá na několik složek. Testy Einsteinovy ​​teorie jsou možné s tepelným spektrem (pouze pro binární soubory černé díry) a reflexním spektrem (pro binární soubory černé díry i aktivní galaktická jádra). Neočekává se, že první způsobí silná omezení, zatímco druhý je mnohem slibnější. V obou případech mohou být kvůli systematickým nejistotám takové testy náročnější.

Kosmologické testy

Testy obecné relativity na největších stupnicích nejsou zdaleka tak přísné jako testy sluneční soustavy. Nejčasnějším takovým testem byla předpověď a objevení rozpínání vesmíru . V roce 1922 Alexander Friedmann zjistil, že Einsteinovy ​​rovnice mají nestacionární řešení (dokonce i za přítomnosti kosmologické konstanty ). V roce 1927 Georges Lemaître ukázal, že statická řešení Einsteinových rovnic, která jsou možná za přítomnosti kosmologické konstanty, jsou nestabilní, a proto statický vesmír představený Einsteinem nemůže existovat (musí se buď roztahovat, nebo smršťovat). Lemaître výslovně předpověděl, že by se vesmír měl rozšířit. Odvodil také vztah rudý posuv-vzdálenost, který je nyní známý jako Hubbleův zákon . Později, v roce 1931, sám Einstein souhlasil s výsledky Friedmanna a Lemaître. Expanze vesmíru objevená Edwinem Hubblem v roce 1929 byla tehdy mnohými považována (a některými je nadále zvažována) jako přímé potvrzení obecné relativity. Ve třicátých letech minulého století, převážně kvůli práci EA Milne , bylo zjištěno, že lineární vztah mezi červeným posuvem a vzdáleností vychází spíše z obecného předpokladu uniformity a izotropie, než konkrétně z obecné relativity. Předpověď nestatického vesmíru však byla netriviální, skutečně dramatická a primárně motivována obecnou relativitou.

Některé další kosmologické testy zahrnují vyhledávání prapůvodních gravitačních vln generovaných během kosmické inflace , které mohou být detekovány v polarizaci kosmického mikrovlnného pozadí nebo pomocí navrhovaného interferometru gravitačních vln založeného na vesmíru, který se nazývá Big Bang Observer . Další testy při vysokém červeném posuvu jsou omezením jiných gravitačních teorií a variací gravitační konstanty od nukleosyntézy Velkého třesku (od té doby se měnila ne více než o 40%).

V srpnu 2017, závěry zkoušky prováděné astronomů pomocí Evropské jižní observatoře ‚s Very Large Telescope (VLT), mezi jinými nástroji, byli propuštěni, a pozitivně prokázal gravitační účinky předpovídané Albert Einstein. Jeden z těchto testů sledoval oběžnou dráhu hvězd obíhajících kolem Střelce A* , černé díry asi 4 miliony krát hmotnější než slunce. Einsteinova teorie navrhla, aby velké objekty ohýbaly prostor kolem nich, což způsobilo, že se jiné objekty odchýlily od přímek, které by jinak sledovaly. Ačkoli předchozí studie potvrdily Einsteinovu teorii, bylo to poprvé, kdy byla jeho teorie testována na tak obrovském objektu. Zjištění byla publikována v The Astrophysical Journal .

Gravitační čočky

Astronomové využívající Hubbleův kosmický dalekohled a Very Large Telescope provedli přesné testy obecné relativity na galaktických stupnicích. Nedaleká galaxie ESO 325-G004 funguje jako silná gravitační čočka, která zkresluje světlo ze vzdálené galaxie za ní a vytváří kolem jejího středu Einsteinův prstenec . Porovnáním hmotnosti ESO 325-G004 (z měření pohybů hvězd v této galaxii) se zakřivením prostoru kolem něj astronomové zjistili, že gravitace se v těchto astronomických délkových stupnicích chová tak, jak předpovídala obecná relativita.

Viz také

• Obecná relativita
• Testy speciální relativity

Reference

Poznámky

Další výzkumné práce

externí odkazy

• stránka experimentů USENET Relativity FAQ
• Článek Mathpages o posunu perihelia Merkuru (pro množství pozorovaných a posunů GR).