Dovezi ale relativității generale

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare

Odată cu introducerea sa în 1915 , teoria relativității generale nu avea o bază empirică solidă. Se știa că a evaluat corect precesiunea „anormală” a periheliului orbitei lui Mercur și, din motive filosofice, a fost considerată satisfăcătoare pentru faptul că a fost capabilă să unifice legea gravitației universale a lui Newton cu relativitatea specială. Faptul că lumina părea să se curbeze în apropierea câmpurilor gravitaționale, în conformitate cu previziunile relativității generale, a fost descoperit în 1919 de Eddington , dar numai cu un program de test de precizie început în 1959, au fost descoperite diferitele predicții ale relativității generale. verificat pentru fiecare grad suplimentar de precizie în limita slabă a câmpului gravitațional, limitând sever posibilele abateri de la teorie.

Începând cu 1974, Hulse , Taylor și alții au studiat comportamentul pulsarilor binari experimentând câmpuri gravitaționale mult mai puternice decât cele găsite în sistemul nostru solar. Atât în ​​limita câmpului slab (ca și în sistemul nostru solar), cât și în cele mai puternice câmpuri prezente în sistemele pulsare binare, predicțiile relativității generale au fost foarte bine testate la nivel local.

Unii au interpretat observațiile care susțin prezența materiei întunecate și a energiei întunecate ca un eșec al relativității generale pentru distanțe mari, accelerații minime sau curburi mici. Câmpurile gravitaționale foarte puternice care trebuie să fie prezente în vecinătatea găurilor negre , în special cele supermasive care se presupun că hrănesc nucleii galactici activi și quasarii mai activi, aparțin unui câmp de cercetare intensă și laborioasă. Observațiile acestor quasare și nuclei galactici activi sunt dificile, iar interpretarea observațiilor depinde puternic de alte modele astrofizice decât relativitatea generală sau teoriile fundamentale ale gravitației alternative, dar sunt calitativ în concordanță cu conceptul de gaură neagră așa cum este modelat în relativitatea generală.

Teste clasice

Einstein a propus trei dovezi ale relativității generale , numite mai târziu dovezi clasice ale relativității generale , în 1916: [1]

  1. Precesiunea periheliului orbitei lui Mercur
  2. Devierea luminii de la soare
  3. Schimbarea gravitațională a luminii spre roșu

Precesiunea periheliului lui Mercur

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: problema lui Kepler în relativitatea generală .

În fizica newtoniană, conform ipotezelor standard de astrodinamică, un sistem cu două corpuri constând dintr-un singur obiect care orbitează o masă sferică ar urmări cu elipsa într-un focar . Punctul de apropiere cel mai apropiat, numit periapsis (și în special pentru sistemul nostru solar, periheliu ), este fix. Cu toate acestea, există o serie de factori în sistemul nostru solar care determină schimbarea periheliei planetelor. Această deplasare, numită precesiune , se datorează în principal atracției gravitaționale a celorlalte planete; se datorează și, într-o măsură mai mică, aplatizării polare .

Rata anormală de precesiune a periheliului orbitei lui Mercur a fost recunoscută în 1859 ca o problemă a mecanicii cerești de către Urbain Le Verrier . Reanaliza sa a observațiilor calculate pe baza timpului util al tranzitului lui Mercur pe discul Soarelui din 1697 până în 1848 a arătat că rata reală de precesiune nu este de acord cu ceea ce este calculat de teoria lui Newton a unei cantități estimate inițial la 38 " (secunde de arc) pe secol (re-estimat ulterior la 43 "). [2] Au fost propuse o serie de soluții ad hoc (în special cea a prezenței planetei-fantomă Vulcan) și, în cele din urmă, nereușite, care tindeau să introducă mai multe probleme, mai degrabă decât să le rezolve. În relativitatea generală, această precesiune reziduală, sau schimbarea orientării elipsei orbitale în planul său orbital, se explică prin gravitația mediată de curbura spațiului-timp. Einstein a arătat că relativitatea generală [1] prezice exact o cantitate observată de schimbare a periheliului. Acesta a fost un factor puternic care a motivat adoptarea relativității generale.

Deși măsurătorile anterioare ale orbitelor planetare au fost făcute cu telescoape convenționale, majoritatea celor mai precise sunt acum realizate cu radar . Precesiunea globală observată a lui Mercur este de 5600 de secunde de arc pe secol în ceea ce privește poziția echinocțiului de iarnă al Soarelui. Această precesiune se datorează următoarelor cauze (numerele citate sunt valori moderne):

Surse ale precesiunii perihelice pentru Mercur
Cantitate (arcosec / secol) Cauzează
5025.6 Aparent (datorită precesiunii echinocțiilor )
531.4 Atracția gravitațională a altor planete
0,0254 Aplatizarea polară a Soarelui ( momentul cvadrupolar )
42,98 ± 0,04 Relativitatea generală
5600,0 Total
5599,7 Observat

Prin urmare, predicțiile relativității generale iau în considerare precesiunea lipsă (diferența rămasă este în cadrul erorii de observare). Toate celelalte planete experimentează, de asemenea, schimbări de periheliu, dar, din moment ce sunt mai departe de Soare și au viteze mai mici, deplasările lor sunt mai mici și mai greu de observat. De exemplu, schimbarea periheliului orbitei Pământului datorită efectelor relativității generale este de aproximativ 5 secunde de arc pe secol. Deplasarea periapsisului a fost observată și prin măsurători efectuate cu radiotelescoape ale sistemelor pulsare binare, care confirmă din nou relativitatea generală.

Una dintre fotografiile lui Eddington ale experimentului eclipsei solare din 1919, prezentată în raportul său din 1920, care anunța succesul său.

Devierea luminii de la soare

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: problema lui Kepler în relativitatea generală .

Henry Cavendish în 1784 (într-un manuscris inedit) și Johann Georg von Soldner în 1801 (într-o publicație din 1804) au subliniat că gravitația newtoniană a prezis că lumina stelelor se va curba în jurul unui obiect masiv. [3] Aceeași valoare Soldner a fost calculată de Einstein în 1911 numai pe baza principiului echivalenței. Cu toate acestea, Einstein a observat în 1915 că relativitatea generală era în curs de finalizare, că rezultatul său (și, prin urmare, al lui Soldner) din 1911 era doar jumătate din valoarea exactă. Einstein a fost primul care a calculat valoarea corectă pentru curbura luminii. [4]

Prima observare a devierii luminii a fost făcută pentru a vedea schimbarea poziției stelelor în timp ce treceau în apropierea Soarelui pe sfera cerească . Observațiile au fost efectuate în 1919 de Arthur Eddington și colaboratorii săi în timpul unei eclipse totale de soare , [5] pentru a putea vedea stelele aproape de Soare. Observațiile au fost efectuate simultan în orașele Sobral ( Brazilia ) și în São Tomé și Príncipe pe coasta vest-centrală a Africii. [6] Rezultatul a fost considerat o știre extraordinară și a făcut primele pagini ale tuturor ziarelor importante, dând rezonanță lui Einstein și teoriei sale relativității din întreaga lume. Când asistentul său l-a întrebat care ar fi fost reacția lui dacă relativitatea generală nu ar fi fost confirmată de Eddington și Dyson în 1919, Einstein a răspuns cu faimoasa glumă: „Deci mi-aș fi părut rău pentru dragul domn, dar teoria este oricum corectă . ". [7]

Inițial, însă, precizia era destul de slabă. Rezultatele au fost criticate de unii [8] pentru că au fost afectate de erori sistematice și, eventual, de prejudecăți de confirmare , deși re-analizele moderne ale cantității de date [9] sugerează că analiza lui Eddington a fost corectă. [10] [11] Măsurătorile au fost repetate de o echipă a Observatorului Lick în eclipsa din 1922, cu rezultate care sunt de acord cu cele din 1919 [11] și au fost repetate de mai multe ori, în special în 1973 de un grup al Universității din Texas . O incertitudine notabilă a rămas în aceste măsurători timp de aproape cincizeci de ani, până când au început să se facă observații prin intermediul frecvențelor radio . Abia la sfârșitul anilor 1960 s-a dovedit definitiv că valoarea devierii este valoarea exactă completă prezisă de relativitatea generală și nu jumătate din numărul respectiv. Inelul Einstein este un exemplu de deviere a luminii din galaxiile îndepărtate de către obiecte mai apropiate.

Schimbarea gravitațională a luminii spre roșu

Einstein a prezis schimbarea gravitațională a luminii în 1907 deducând-o din principiul echivalenței , dar foarte dificil de măsurat astrofizic (vezi discuția din secțiunea Principiul echivalenței de mai jos). Deși fusese măsurat de Walter Sydney Adams în 1925, a fost verificat definitiv doar când în 1959 experimentul Pound-Rebka a măsurat schimbarea relativă la roșu a două surse situate în partea de sus și de jos a Turnului Jefferson de la Universitatea Harvard folosind un fenomen extrem de sensibil. numit efect Mössbauer . [12] [13] Rezultatul a fost în acord excelent cu relativitatea generală. Acesta a fost unul dintre primele experimente de precizie pentru a verifica relativitatea generală.

Cecuri moderne

Era modernă privind verificarea relativității generale a fost introdusă în mare măsură sub presiunea lui Dicke și Schiff, care au definit un cadru pentru verificarea relativității generale. [14] [15] [16] Au subliniat importanța nu numai a dovezilor clasice, ci a experimentelor nule, evaluând efectele care ar putea să apară în principiu într-o teorie a gravitației, dar nu și în relativitatea generală. Alte dezvoltări teoretice importante au inclus principiul teoriilor alternative la relativitatea generală , în special teoriile scalar-tensoriale, cum ar fi cea a lui Brans-Dicke ; [17] formalismul parametrizat post-newtonian în care abaterile de la relativitatea generală pot fi cuantificate; și sistemul principiului echivalenței .

Experimental, odată cu noile dezvoltări în domeniul spațiului , explorării electronice și fizice a materiei condensate , s-au efectuat experimente precise, precum cel al lui Pound-Rebka, interferometria cu laser și posibila telemetrie lunară.

Verificarea gravitației post-newtoniene

Primele teste ale relativității generale au fost îngreunate de lipsa concurenților valabili pentru teorie: nu era clar ce tipuri de teste o deosebeau de acestea. Relativitatea generală a fost singura teorie relativistă a gravitației cunoscută compatibilă cu relativitatea specială și observațiile. În plus, este o teorie extrem de simplă și elegantă. Acest lucru s-a schimbat odată cu introducerea în 1960 a teoriei Brans-Dicke . Se poate argumenta că această teorie este mai simplă, deoarece nu conține o constantă complet dimensională și este compatibilă cu o versiune a principiului lui Mach și ipoteza numărului mare al lui Dirac , două idei filozofice care au fost influențate de istoria relativității. În cele din urmă, acest lucru a condus la dezvoltarea formalismului post-newtonian parametrizat de Nordtvedt și Will , care parametrizează, în termeni de zece parametri reglabili, toate abaterile posibile de la legea lui Newton privind gravitația universală de ordinul întâi a vitezei obiectelor în mișcare. ( Adică prima comandă în , unde v este viteza unui obiect și c este viteza luminii). Această aproximare permite analizarea sistematică a posibilelor abateri de la relativitatea generală pentru obiectele care se mișcă încet în câmpuri gravitaționale slabe. S-au depus multe eforturi pentru a limita parametrii post-newtonieni, iar abaterile de la relativitatea generală sunt acum foarte limitate.

Experimentele de verificare a lentilelor gravitaționale și a întârzierii luminii limitează același parametru post-newtonian, așa-numitul parametru Eddington γ, care este o parametrizare liniară a cantității de deviere a luminii de la o sursă gravitațională. Este egal cu una pentru relativitatea generală și ia valori diferite în alte teorii (cum ar fi teoria lui Brans-Dicke). Este cel mai limitat dintre cei zece parametri post-newtonieni, dar există alte experimente planificate pentru a-i limita pe ceilalți. Observațiile precise privind deplasarea periheliului lui Mercur constrânge alți parametri, la fel ca și testele bazate pe principiul echivalenței puternice.

Lentila gravitațională

Una dintre cele mai importante dovezi este fenomenul lentilelor gravitaționale observat în surse astrofizice îndepărtate, dar acestea sunt slab controlate și modul în care limitează relativitatea generală este incert. Cele mai precise teste sunt similare cu cele din experimentul Eddington din 1919: măsurarea devierii radiației surselor departe de soare, printre care cele care pot fi analizate mai precis sunt sursele radio îndepărtate. În special, unele quasare sunt surse radio foarte puternice. Rezoluția direcțională a oricărui telescop este în principiu limitată de difracție; pentru radiotelescoape aceasta este, de asemenea, o limitare practică. O îmbunătățire importantă pentru a obține o precizie pozițională ridicată (de la mili-secundă la micro-secundă) a fost realizată prin combinația de radiotelescoape împrăștiate în jurul Pământului. Tehnica se numește interferometrie de bază foarte lungă (VLBI, Very Long Baseline Interferometry). Cu această tehnică radio, observațiile cuplează informații de la semnale radio observate în telescoape separate de distanțe mari. Recent, aceste telescoape au măsurat devierea undelor radio de la Soare cu o precizie foarte mare, confirmând cantitatea de deviere prezisă de relativitatea generală la nivelul de 0,04%. La acest nivel de precizie, efectele sistematice trebuie luate în considerare cu atenție pentru a determina poziția exactă a telescoapelor pe Pământ. Unele efecte importante sunt nutarea Pământului, rotația, refracția atmosferică, deplasările tectonice și valurile mareelor. Un alt efect important este refracția undelor radio din coroana solară . Din fericire, acest efect are un spectru caracteristic, deoarece distorsiunea gravitațională este independentă de lungimea de undă. Prin urmare, o analiză atentă, folosind măsurători la diferite frecvențe, poate elimina această posibilă sursă de eroare.

Întregul cer este ușor distorsionat din cauza devierii gravitaționale a luminii cauzată de Soare (cu excepția direcției opuse Soarelui). Acest efect a fost observat de satelitul astrometric Hipparcosal Agenției Spațiale Europene, care a măsurat poziția a aproximativ 10 5 stele. Pe parcursul întregii misiuni, aproximativ 3,5 x 10 6 poziții relative au fost determinate, fiecare cu o precizie de 3 tipic milliarcoseconds (acuratețea de o stea de magnitudine 8-9). Deoarece deviația gravitațională perpendiculară pe direcția Pământ-Soare este deja de 4,07 mase, sunt necesare corecții pentru practic toate stelele. Fără efecte sistematice, eroarea într-o singură observație de 3 miliarcosecunde ar putea fi redusă de rădăcina pătrată a numărului de poziții, ducând la o precizie de 0,0016 mase. Efectele sistematice limitează însă precizia determinării la 0,3% (Froeschlé, 1997).

Verificarea întârzierii călătoriei ușoare

Shapiro a propus un alt test, pe lângă testele clasice, care ar putea fi efectuate în interiorul sistemului solar. Uneori este numit al patrulea test „clasic” al relativității generale . El a prezis o întârziere relativistă ( întârziere Shapiro ) în timpul dus-întors pentru semnalele radar reflectate de alte planete. [18] Curbura simplă a traseului unui foton care trece în apropierea Soarelui este prea mică pentru a avea un efect de întârziere observabil (când călătoria dus-întors este comparată cu timpul necesar dacă fotonul ar fi urmat o cale dreaptă), dar relativitatea generală prevede o întârziere de timp care devine treptat mai mare pe măsură ce fotonul trece aproape de Soare din cauza dilatării timpului în potențialul gravitațional al soarelui. Observarea reflecțiilor radar de la Mercur și Venus chiar înainte și la scurt timp după ce acestea sunt eclipsate de Soare oferă o concordanță cu teoria relativității generale la un nivel de 5%. [19] Mai recent, nava spațială Cassini a început un experiment similar care este de acord cu relativitatea generală la un nivel de 0,002%. „Interferometria de bază foarte lungă” a măsurat corecțiile dependente de viteză pentru întârzierea lui Shapiro în câmpul în care se mișcă Jupiter. [20] [21]

Principiul echivalenței

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Principiul echivalenței .

Principiul echivalenței, în forma sa cea mai simplă, afirmă că traiectoriile corpurilor care cad într-un câmp gravitațional trebuie să fie independente de masa și structura lor internă, cu condiția să fie suficient de mici pentru a nu perturba mediul sau a fi afectate de forțe . Această idee a fost verificată cu o precizie incredibilă în experimentele de echilibrare a torsiunii Eötvös , care urmăresc o accelerație diferențială între cele două mase supuse testului. Constrângerile asupra acestui fapt și asupra existenței unei forțe a cincea dependente de compoziție sau de interacțiunea gravitațională Yukawa sunt foarte puternice și sunt tratate în forța a cincea și în principiul echivalenței slabe.

O versiune a principiului echivalenței, numită principiul echivalenței puternice , afirmă că corpurile care cad în auto-gravitație, cum ar fi stelele, planetele sau găurile negre (ținute împreună de atracția lor gravitațională) ar trebui să urmeze aceeași traiectorie într-un câmp gravitațional. , cu condiția ca aceleași condiții să fie îndeplinite. Acesta se numește efectul Nordtvedt și este testat mai precis de reflectorul lunii . [22] [23] Începând din 1969, distanța dintre diferite stații de telemetrie de pe Pământ la reflectoarele de pe Lună a fost măsurată continuu cu o precizie de aproximativ un centimetru. [24] Acestea au oferit o constrângere puternică asupra câtorva alți parametri post-newtonieni.

O altă parte a principiului echivalenței puternice este cerința ca constanta gravitațională universală a lui Newton să fie constantă în timp și să aibă aceeași valoare în întregul univers. Există multe observații independente care limitează posibila variație a constantei gravitaționale a lui Newton [25], dar una dintre cele mai bune provine din telemetria lunară care sugerează că constanta gravitațională universală nu variază dincolo de o parte din 10 11 pe an. Constanța celorlalte constante este discutată în secțiunea privind principiul echivalenței lui Einstein în articolul despre principiul echivalenței.

Decalaj gravitațional roșu

Primul dintre testele clasice discutate mai sus, schimbarea gravitațională spre roșu , este o simplă consecință a principiului echivalenței prezis de Einstein în 1907. Ca atare, nu este o dovadă a relativității generale în același mod ca testele post-newtoniene, deoarece fiecare teoria referitoare la gravitație, respectând principiul echivalenței, ar trebui să includă și schimbarea gravitațională la roșu. Cu toate acestea, confirmarea existenței efectului a fost o dovadă importantă a gravitației relativiste, deoarece absența schimbării gravitaționale la roșu ar fi contrazis puternic relativitatea. Prima observație a schimbării gravitaționale spre roșu a fost măsurarea deplasării liniilor spectrale ale piticii albe Sirius B efectuate de Adams în 1925. Deși această măsurare, precum și măsurătorile ulterioare ale deplasării spectrale pe alți pitici albi, au fost în acord cu în prezicerea relativității, s-ar putea argumenta că deplasarea ar putea deriva dintr-o altă cauză și, prin urmare, ar fi fost preferabilă verificarea experimentală folosind o sursă terestră cunoscută.

Verificarea experimentală a schimbării gravitaționale către roșu folosind surse terestre a durat câteva decenii, având în vedere dificultatea de a găsi ceasuri (pentru a măsura dilatarea timpului ) sau surse de radiații electromagnetice (pentru a măsura redshift) cu o frecvență suficient de cunoscută pentru a putea măsura efect exact. Confirmarea experimentală a fost făcută pentru prima dată în 1960 folosind măsurători ale variației lungimii de undă a fotonilor de raze gamma generate cu efectul Mössbauer , care generează radiații cu o lățime de linie foarte îngustă. Experimentul, realizat de Pound și Rebka și ulterior îmbunătățit de Pound și Snyder, se numește experimentul Pound-Rebka . Precizia măsurătorilor de raze gamma a fost de obicei de 1%. Schimbarea albastră a unui foton care se încadrează poate fi găsită presupunând că are o masă echivalentă pe baza frecvenței sale (unde h este constanta lui Planck ) împreună cu , un rezultat al relativității speciale. Astfel de derivări simple ignoră faptul că în relativitatea generală experimentul compară ratele ceasurilor în loc de energii. Cu alte cuvinte, „energia superioară” a fotonului după ce cade poate fi atribuită în mod echivalent funcționării mai lente a ceasurilor mai adânc în putul gravitațional. Pentru a valida pe deplin relativitatea generală, este de asemenea important să demonstram că rata de sosire a fotonilor este mai mare decât rata la care sunt emiși. Un experiment gravitațional de redshift gravitațional, care se ocupă de această problemă, a fost efectuat în 1976, [26] în cazul în care un ceas maser de hidrogen pe o rachetă a fost lansat la o înălțime de 10.000 km, iar viteza sa ( rata ) comparată cu un ceas identic pe pământ, verificând astfel deplasarea gravitațională la roșu la 0,007%.

Deși sistemul de poziționare globală (GPS) nu este conceput ca un test fundamental de fizică, trebuie să țină cont de schimbarea gravitațională la roșu în sistemul său de sincronizare, iar fizicienii trebuie să analizeze datele de timp de pe GPS pentru a confirma alte dovezi. Când a fost lansat primul satelit, unii ingineri au fost reticenți să creadă predicția unei dilatații vizibile a timpului gravitațional, astfel încât primul satelit a fost lansat fără a-și regla ceasul, ceea ce a fost realizat apoi în sateliții următori. A arătat deplasarea preconizată de 38 de microsecunde pe zi. Acest procent de discrepanță este suficient pentru a modifica în mod semnificativ funcția GPS în câteva ore dacă nu este corectat . O relatare excelentă a rolului pe care relativitatea generală îl joacă în proiectarea GPS poate fi găsită în Ashby 2003.

Alte teste de precizie privind relativitatea generală, care nu sunt acoperite aici, sunt satelitul Gravity Probe A , lansat în 1976, care a arătat că gravitația și viteza afectează capacitatea de a sincroniza ritmurile ceasurilor care orbitează o masă centrală; experimentul Hafele-Keating care a folosit ceasuri atomice care circulau la bordul unui avion pentru a testa relativitatea generală și relativitatea specială; [27] [28] și viitoarele teste SAT ale principiului echivalenței (Testul prin satelit al principiului echivalenței).

Schimbare roșu în rotorul Mossbauer

Se naște din ideea lui Einstein că un observator rotativ este echivalent cu un observator într-un câmp gravitațional [29] . Experimentele pe rotorul Mössbauer permit confirmarea precisă a efectului Doppler relativist. Razele gamma sunt trimise dintr-o sursă din centrul unui disc rotativ către un absorbant de pe marginea discului (în unele variante acest model a fost inversat), în timp ce un contor este plasat dincolo de absorbant. Conform relativității speciale, frecvența de absorbție a rezonanței caracteristice a absorbantului mobil măsurată la marginea discului ar trebui să scadă datorită dilatării timpului, apoi crește transmisia razelor gamma prin absorbant, care este măsurată ulterior de contorul staționar la dincolo de absorbant. Acest efect a fost de fapt observat folosind efectul Mössbauer. Principiul echivalenței ne permite să interpretăm această dilatare a timpului datorită rotației în termeni de dilatație a timpului gravitațional, așa cum a sugerat inițial Einstein [30] . Astfel de experimente au fost inițiate de Hay și colab. (1960) [31] , Champeney și colab. (1965) [32] și Kündig (1963) [33] . Experimentele moderne pe rotorul Mossbauer [34] au făcut posibilă găsirea unui efect suplimentar datorită sincronizării ceasului observatorului fix cu cel al observatorului rotativ și interpretarea lor fizică corectă a fost recunoscută ca o nouă dovadă a generalității. Relativitatea în 2018 de către Gravity Research Foundation [35] .

Verifică tragerea cadrelor

Satelitul Gravity Probe B , lansat în 2004 și funcționând până în 2005, a încercat să detecteze efectul de tragere (efectul Lense-Thirring). Analiza datelor continuă din octombrie 2008; rezultatele finale au fost întârziate, în principal din cauza nivelurilor ridicate de zgomot și a dificultății în modelarea corectă a zgomotului pentru a găsi un semnal util. [36] Testele efectului Lense-Thirring (care constă din mici precesiuni seculare ale orbitei unei particule în mișcare testate în jurul unei mase centrale rotative, cum ar fi, de exemplu, o planetă sau o stea) au fost efectuate cu sateliții LAGEOS [37] .

Verificări puternice pe teren

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: pulsar binar .

Pulsarii sunt stele de neutroni cu rotație rapidă, care emit impulsuri radio regulate. Ca atare, ei se comportă ca niște ceasuri care permit o monitorizare foarte precisă a mișcărilor lor orbitale. Le osservazioni effettuate sulle pulsar in orbita attorno ad altre stelle hanno tutte dimostrato consistenti precessioni del periapside e non possono essere valutate classicamente, ma secondo la relatività generale. Per esempio, la pulsar binaria PSR B1913+16 di Hulse-Taylor (una coppia di stelle di neutroni in cui una si è rivelata essere una pulsar) ha una precessione osservata di oltre 4° di arco per anno. Questa precessione è stata utilizzata per calcolare le masse delle componenti.

Analogamente al modo in cui gli atomi e le molecole emettono radiazioni elettromagnetiche, una massa gravitazionale che si trova in un tipo di quadripolo o vibrazione di ordine più elevato, o è asimmetrica e in rotazione, può emettere onde gravitazionali. [38] Queste onde gravitazionali si prevede viaggino alla velocità della luce . Per esempio, i pianeti che orbitano il Sole perdono costantemente energia tramite la radiazione gravitazionale, ma questo effetto è così piccolo che è improbabile che si osserverà nel prossimo futuro (la Terra irradia circa 200 watt - vedi onde gravitazionali - della radiazione gravitazionale). Le onde gravitazionali sono state indirettamente rilevate dalla binaria Hulse-Taylor. La sincronizzazione ( timing ) precisa degli impulsi mostra che le stelle orbitano solo approssimativamente secondo le leggi di Keplero , – nel corso del tempo gradualmente gireranno a spirale l'una verso l'altra, rivelando in tal modo l' energia perduta in stretto accordo con l'energia irradiata prevista per le onde gravitazionali. Così, anche se le onde non vengono misurate direttamente, il loro effetto sembra necessario per spiegare le orbite. Per questo lavoro Hulse e Taylor vinsero il Premio Nobel .

Una "doppia pulsar" scoperta nel 2003, PSR J0737-3039 , ha una precessione del perielio di 16,90° per anno; diversamente dalla binaria di Hulse-Taylor, entrambe le stelle di neutroni sono rilevate come pulsar, permettendo una sincronizzazione ( timing ) di precisione di entrambi i membri del sistema. A causa di questo, l'orbita stretta, il fatto che il sistema è quasi al limite, e la velocità trasversale molto bassa del sistema così come visto dalla Terra, J0737-3039 fornisce di gran lunga il miglior sistema conosciuto finora per le verifiche del campo forte della relatività generale. Molti effetti relativistici diversi vengono osservati, compreso il decadimento orbitale, come nel sistema di Hulse-Taylor. Dopo aver osservato il sistema per due anni e mezzo, furono possibili quattro verifiche indipendenti della relatività generale, confermando la più precisa (il ritardo di Shapiro) che convalida la previsione della relatività generale dello 0,05%. [39]

Onde gravitazionali

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Onde gravitazionali .

Sono stati fabbricati un certo numero di rivelatori di onde gravitazionali , con l'intento di rivelare direttamente le onde gravitazionali emanate da tali eventi astronomici come la fusione di due stelle di neutroni . Attualmente, il più sensibile di questi è LIGO ( Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory , ovvero Osservatorio interferometrico laser per onde gravitazionali ), il quale è stato operativo fin dal 2002. La prima osservazione di onde gravitazionali è avvenuta nel settembre 2015. L'importanza delle onde gravitazionali quale potenziale test della relatività generale venne enfatizzata prima della loro effettiva rivelazione [40] [41] .

Verifiche cosmologiche

Le verifiche della relatività generale su scala più grande, non sono affatto così precise come quelle effettuate sul sistema solare. [42] La prima di queste prove è stata la previsione e la scoperta dell' espansione dell'universo . [43] Nel 1922 Fridman scoprì che le equazioni di Einstein hanno soluzioni "non stazionarie" (anche in presenza della costante cosmologica ). [44] [45] Nel 1927 Lemaître dimostrò che le soluzioni statiche delle equazioni di Einstein, che sono possibili in presenza della costante cosmologica, sono instabili, e perciò l'universo statico immaginato da Einstein non potrebbe esistere (esso deve o espandersi o contrarsi). [44] Lemaître fece un'esplicita previsione riguardo al fatto che l'universo si espanderebbe. [46] Egli ha ricavato anche una relazione tra redshift e distanza, che ora è nota come legge di Hubble . [46] Successivamente, nel 1931, Einstein stesso si trovò d'accordo con i risultati di Friedmann e Lemaître. [44] L'espansione dell'universo scoperta da Hubble nel 1929 [44] venne allora considerata da molti (e continua adesso ad essere considerata da alcuni) come una conferma diretta della relatività generale. [47] Negli anni '30 , in gran parte dovuto al lavoro di Milne , ci si rese conto che il rapporto lineare tra redshift e distanza deriva dall'ipotesi generale di uniformità e isotropia, e non specificamente dalla relatività generale. [43] Tuttavia la previsione di un universo non statico non è stata banale, ma anzi drammatica, e soprattutto motivata dalla relatività generale. [48]

Alcuni altri test cosmologici comprendono la ricerca di onde gravitazionali primordiali generate durante l' inflazione cosmica , che possono essere rilevate nella polarizzazione delle microonde cosmiche di fondo o tramite un interferometro (proposto) spaziale di onde gravitazionali chiamato Osservatore del Big Bang ( Big Bang Observer ). Altri test ad alto redshift sono vincoli per altre teorie della gravità e per la variazione della costante gravitazionale fin dalla nucleosintesi del Big Bang (essa variava allora non più del 40%).

Alcuni fisici pensano che l' energia oscura sia forse dovuta all'effetto di vivere in un mondo-brana [49] o ad altre correzioni per le equazioni di campo di Einstein .

Note

  1. ^ a b ( EN ) Albert Einstein , The Foundation of the General Theory of Relativity ( PDF ), in Annalen der Physik , vol. 49, 1916, pp. 769-822, DOI : 10.1002/andp.19163540702 . URL consultato il 3 settembre 2006 (archiviato dall' url originale il 22 luglio 2007) .
  2. ^ ( FR ) U. Le Verrier (1859), "Lettera di M. Le Verrier a M. Faye sulla teoria di Mercurio e sul movimento del perielio di questo pianeta" , relazioni settimanali delle sessioni tenute all'Academia delle scienze (Parigi), vol. 49 (1859), pp.379–383.
  3. ^ ( DE ) Soldner, JG v., Ueber die Ablenkung eines Lichtstrahls von seiner geradlinigen Bewegung, durch die Attraktion eines Weltkörpers, an welchem er nahe vorbei geht , in Berliner Astronomisches Jahrbuch , 1804, pp. 161-172.
  4. ^ ( EN ) CM Will, The Confrontation between General Relativity and Experiment , in Living Rev. Relativity , vol. 9, 2006, p. 39.
  5. ^ ( EN ) FW Dyson, Eddington, AS, Davidson C., A determination of the deflection of light by the Sun's gravitational field, from observations made at the total eclipse of 29 May 1919 , in Philos. Trans. Royal Soc. London , 220A, 1920, pp. 291-333.
  6. ^ ( EN ) Matthew Stanley, 'An Expedition to Heal the Wounds of War': The 1919 Eclipse and Eddington as Quaker Adventurer , in Isis , vol. 94, n. 1, 2003, pp. 57-89, DOI : 10.1086/376099 , PMID 12725104 .
  7. ^ ( EN ) Citazione: Rosenthal-Schneider, Ilse: Reality and Scientific Truth. Detroit: Wayne State University Press, 1980. p 74. Vedi anche Calaprice, Alice: The New Quotable Einstein. Princeton: Princeton University Press, 2005. p 227.)
  8. ^ Harry Collins e Trevor Pinch , The Golem' , ( ISBN 0-521-47736-0 )
  9. ^ Daniel Kennefick, "Not Only Because of Theory: Dyson, Eddington and the Competing Myths of the 1919 Eclipse Expedition," Proceedings of the 7th Conference on the History of General Relativity , Tenerife, 2005; available online from ArXiv
  10. ^ ( EN ) Phillip Ball, "Arthur Eddington Was Innocent," Nature, 7 settembre 2007, doi:10.1038/news070903-20 (disponibile online [1] 2007)
  11. ^ a b ( EN ) D. Kennefick, "Testing relativity from the 1919 eclipse- a question of bias," Physics Today, Marzo 2009, pp. 37–42.
  12. ^ ( EN ) RV Pound, Rebka Jr. GA, Gravitational Red-Shift in Nuclear Resonance ( abstract ), in Physical Review Letters , vol. 3, n. 9, 1º novembre 1959, pp. 439-441, DOI : 10.1103/PhysRevLett.3.439 . URL consultato il 23 settembre 2006 .
  13. ^ ( EN ) RV Pound, Rebka Jr. GA, Apparent weight of photons ( abstract ), in Physical Review Letters , vol. 4, n. 7, 1º aprile 1960, pp. 337-341, DOI : 10.1103/PhysRevLett.4.337 . URL consultato il 23 settembre 2006 .
  14. ^ ( EN ) RH Dicke, New Research on Old Gravitation: Are the observed physical constants independent of the position, epoch, and velocity of the laboratory? , in Science , vol. 129, n. 3349, 6 marzo 1959, pp. 621-624, DOI : 10.1126/science.129.3349.621 , PMID 17735811 . URL consultato il 23 settembre 2006 .
  15. ^ ( EN ) RH Dicke, Mach's Principle and Equivalence (Evidence for gravitational theories: proceedings of course 20 of the International School of Physics "Enrico Fermi" ed C. Møller ) , 1962.
  16. ^ ( EN ) LI Schiff , On Experimental Tests of the General Theory of Relativity [ collegamento interrotto ] , in American rivista of Physics , vol. 28, n. 4, 1º aprile 1960, pp. 340-343, DOI : 10.1119/1.1935800 . URL consultato il 23 settembre 2006 .
  17. ^ ( EN ) CH Brans, Dicke, RH, Mach's Principle and a Relativistic Theory of Gravitation ( abstract ), in Physical Review , vol. 124, n. 3, 1º novembre 1961, pp. 925-935, DOI : 10.1103/PhysRev.124.925 . URL consultato il 23 settembre 2006 .
  18. ^ ( EN ) II Shapiro, Fourth test of general relativity ( abstract ), in Physical Review Letters , vol. 13, n. 26, 28 dicembre 1964, pp. 789-791, DOI : 10.1103/PhysRevLett.13.789 . URL consultato il 18 settembre 2006 .
  19. ^ ( EN ) II Shapiro, Ash ME; Ingalls RP; Smith WB; Campbell DB; Dyce RB; Jurgens RF; Pettengill GH, Fourth Test of General Relativity: New Radar Result ( abstract ), in Physical Review Letters , vol. 26, n. 18, 3 maggio 1971, pp. 1132-1135, DOI : 10.1103/PhysRevLett.26.1132 . URL consultato il 22 settembre 2006 .
  20. ^ ( EN ) EB Fomalont, Kopeikin SM, The Measurement of the Light Deflection from Jupiter: Experimental Results , in Astrophysical Journal , vol. 598, n. 1, novembre 2003, pp. 704-711, DOI : 10.1086/378785 .
  21. ^ ( EN ) SM Kopeikin, Fomalont EB, Gravimagnetism, causality, and aberration of gravity in the gravitational light-ray deflection experiments , in General Relativity and Gravitation , vol. 39, n. 10, ottobre 2007, pp. 1583-1624, DOI : 10.1007/s10714-007-0483-6 .
  22. ^ ( EN ) K. Nordtvedt Jr., Equivalence Principle for Massive Bodies. II. Theory ( abstract ), in Physical Review , vol. 169, n. 5, 25 maggio 1968, pp. 1017-1025, DOI : 10.1103/PhysRev.169.1017 . URL consultato il 23 settembre 2006 .
  23. ^ ( EN ) K. Nordtvedt Jr., Testing Relativity with Laser Ranging to the Moon ( abstract ), in Physical Review , vol. 170, n. 5, 25 giugno 1968, pp. 1186-1187, DOI : 10.1103/PhysRev.170.1186 (inattivo 2009-11-09).
  24. ^ ( EN ) JG Williams, Turyshev, Slava G., Boggs, Dale H., Progress in Lunar Laser Ranging Tests of Relativistic Gravity [ collegamento interrotto ] , in Physical Review Letters , vol. 93, n. 5, 29 dicembre 2004, pp. 1017-1025, DOI : 10.1103/PhysRevLett.93.261101 . URL consultato il 23 settembre 2006 .
  25. ^ ( EN ) JP Uzan, The fundamental constants and their variation: Observational status and theoretical motivations ( abstract ), in Reviews of Modern Physics , vol. 75, n. 5, 2003, p. 403, DOI : 10.1103/RevModPhys.75.403 . URL consultato il 23 settembre 2006 .
  26. ^ ( EN ) RFC Vessot, MW Levine; EM Mattison; EL Blomberg; TE Hoffman; GU Nystrom; BF Farrel; R. Decher; PB Eby; CR Baugher; JW Watts; DL Teuber; FD Wills, Test of Relativistic Gravitation with a Space-Borne Hydrogen Maser ( abstract ), in Physical Review Letters , vol. 45, n. 26, 29 dicembre 1980, pp. 2081-2084, DOI : 10.1103/PhysRevLett.45.2081 . URL consultato il 24 settembre 2006 .
  27. ^ ( EN ) J. Hafele, Keating, R., Around the world atomic clocks:predicted relativistic time gains ( abstract ), in Science , vol. 177, n. 4044, 14 luglio 1972, pp. 166-168, DOI : 10.1126/science.177.4044.166 , PMID 17779917 . URL consultato il 18 settembre 2006 .
  28. ^ ( EN ) J. Hafele, Keating R., Around the world atomic clocks:observed relativistic time gains ( abstract ), in Science , vol. 177, n. 4044, 14 luglio 1972, pp. 168-170, DOI : 10.1126/science.177.4044.168 , PMID 17779918 . URL consultato il 18 settembre 2006 .
  29. ^ AI Miller, The Collected Papers of Albert Einstein; Volume 6 The Berlin Years: Writings 1914 - 1917 , in European Journal of Physics , vol. 18, n. 1, 1º gennaio 1997, DOI : 10.1088/0143-0807/18/1/012 . URL consultato il 23 maggio 2021 .
  30. ^ ( EN ) AI Miller, The Collected Papers of Albert Einstein; Volume 6 The Berlin Years: Writings 1914 - 1917 , in European Journal of Physics , vol. 18, n. 1, 1º gennaio 1997, DOI : 10.1088/0143-0807/18/1/012 . URL consultato il 23 maggio 2021 .
  31. ^ HJ Hay, JP Schiffer e TE Cranshaw, Measurement of the Red Shift in an Accelerated System Using the M\"ossbauer Effect in ${\mathrm{Fe}}^{57}$ , in Physical Review Letters , vol. 4, n. 4, 15 febbraio 1960, pp. 165–166, DOI : 10.1103/PhysRevLett.4.165 . URL consultato il 23 maggio 2021 .
  32. ^ ( EN ) DC Champeney, GR Isaak e AM Khan, A time dilatation experiment based on the M ssbauer effect , in Proceedings of the Physical Society , vol. 85, n. 3, 1965-03, pp. 583-593, DOI : 10.1088/0370-1328/85/3/317 . URL consultato il 23 maggio 2021 .
  33. ^ Walter Kündig, Measurement of the Transverse Doppler Effect in an Accelerated System , in Physical Review , vol. 129, n. 6, 15 marzo 1963, pp. 2371-2375, DOI : 10.1103/PhysRev.129.2371 . URL consultato il 23 maggio 2021 .
  34. ^ ( EN ) Alexander L Kholmetskii, Tolga Yarman e Oleg V Missevitch, A Mössbauer experiment in a rotating system on the second-order Doppler shift: confirmation of the corrected result by Kündig , in Physica Scripta , vol. 79, n. 6, 27 maggio 2009, p. 065007, DOI : 10.1088/0031-8949/79/06/065007 . URL consultato il 23 maggio 2021 .
  35. ^ Christian Corda, New proof of general relativity through the correct physical interpretation of the Mössbauer rotor experiment , in International Journal of Modern Physics D , vol. 27, n. 14, 30 settembre 2018, p. 1847016, DOI : 10.1142/S0218271818470168 . URL consultato il 23 maggio 2021 .
  36. ^ ( EN ) Gravity Probe B: Testing Einstein's Universe , su einstein.stanford.edu , Stanford University. URL consultato il 19 ottobre 2008 .
  37. ^ ( EN ) Ciufolini I., Pavlis EC, A confirmation of the general relativistic prediction of the Lense-Thirring effect , in Nature , vol. 431, n. 7011, 2004, pp. 958-960, DOI : 10.1038/nature03007 , PMID 15496915 .
  38. ^ Nella relatività generale, una stella perfettamente sferica (nel vuoto) che si espande o si contrae mentre rimane perfettamente sferica non può emettere nessuna onda gravitazionale (simile alla mancanza di radiazione e/m da una carica pulsante), allo stesso modo il teorema di Birkhoff dice che la geometria rimane la stessa all'esterno della stella. Più in generale, un sistema in rotazione emetterà soltanto onde gravitazionali se manca della simmetria assiale rispetto all'asse di rotazione.
  39. ^ ( EN ) Kramer, M., et al., Tests of general relativity from timing the double pulsar , in Science , vol. 314, n. 5796, 2006, pp. 97-102, DOI : 10.1126/science.1132305 , PMID 16973838 .
  40. ^ Peter R Saulson, Fundamentals of Interferometric Gravitational Wave Detectors , WORLD SCIENTIFIC, 1994-10, ISBN 978-981-02-1820-1 . URL consultato il 25 maggio 2021 .
  41. ^ Christian Corda, Interferometric detection of gravitational waves: the definitive test for general relativity , in International Journal of Modern Physics D , vol. 18, n. 14, 31 dicembre 2009, pp. 2275-2282, DOI : 10.1142/S0218271809015904 . URL consultato il 25 maggio 2021 .
  42. ^ ( EN ) Peebles, PJE, Testing general relativity on the scales of cosmology , dicembre 2004. URL consultato il 27 settembre 2006 .
  43. ^ a b ( EN ) Rudnicki , 1991, p. 28. The Hubble Law was viewed by many as an observational confirmation of General Relativity in the early years
  44. ^ a b c d W.Pauli , 1958, pp.219–220
  45. ^ Kragh , 2003, p. 152
  46. ^ a b Kragh , 2003, p. 153
  47. ^ Rudnicki , 1991, p. 28
  48. ^ Chandrasekhar , 1980, p. 37
  49. ^ ( EN ) G. Dvali, G. Gabadadze; M. Porrati, 4-D gravity on a brane in 5-D Minkowski space ( abstract ), in Physics Letters , B485, 2000, pp. 208-214. URL consultato il 24 settembre 2006 .

Bibliografia

  • ( EN ) B. Bertotti, L. Iess e P. Tortora, "A test of general relativity using radio links with the Cassini spacecraft", Nature 425 , 374 (2003).
  • ( EN ) S. Kopeikin, A. Polnarev, G. Schaefer and I. Vlasov, "Gravimagnetic effect of the barycentric motion of the Sun and determination of the post-Newtonian parameter γ in the Cassini experiment", Physics Letters A 367 , 276 (2007) [2]
  • ( EN ) C. Brans and RH Dicke, "Mach's principle and a relativistic theory of gravitation", Phys. Rev. 124 , 925–35 (1961).
  • ( EN ) A. Einstein, "Über das Relativitätsprinzip und die aus demselben gezogene Folgerungen," Jahrbuch der Radioaktivitaet und Elektronik 4 (1907); translated "On the relativity principle and the conclusions drawn from it," in The collected papers of Albert Einstein. Vol. 2: The Swiss years: writings, 1900–1909 (Princeton University Press, Princeton, NJ, 1989), Anna Beck translator. Einstein proposes the gravitational redshift of light in this paper, discussed online at The Genesis of General Relativity .
  • ( EN ) A. Einstein, "Über den Einfluß der Schwerkraft auf die Ausbreitung des Lichtes," Annalen der Physik 35 (1911); translated "On the Influence of Gravitation on the Propagation of Light" in The collected papers of Albert Einstein. Vol. 3: The Swiss years: writings, 1909–1911 (Princeton University Press, Princeton, NJ, 1994), Anna Beck translator, and in The Principle of Relativity, (Dover, 1924), pp 99 – 108, W. Perrett and GB Jeffery translators, ISBN 0-486-60081-5 . The deflection of light by the sun is predicted from the principle of equivalence. Einstein's result is half the full value found using the general theory of relativity.
  • ( EN ) SS Shapiro, Davis, JL;Lebach, DE; Gregory JS, Measurement of the solar gravitational deflection of radio waves using geodetic very-long-baseline interferometry data, 1979–1999 ( abstract ), in Physical Review Letters , vol. 92, n. 121101, American Physical Society, 26 marzo 2004, p. 121101, DOI : 10.1103/PhysRevLett.92.121101 . URL consultato il 18 gennaio 2007 .
  • ( EN ) M. Froeschlé, F. Mignard and F. Arenou, " Determination of the PPN parameter γ with the Hipparcos data " Hipparcos Venice '97, ESA-SP-402 (1997).
  • ( EN ) Will, Clifford M., Was Einstein Right? Testing Relativity at the Centenary , su arXiv eprint server . URL consultato l'8 agosto 2005 .
  • ( EN ) Conrad Rudnicki, What are the Empirical Bases of the Hubble Law ( PDF ), in Apeiron , 9–10, 1991, pp. 27-36. URL consultato il 23 giugno 2009 .
  • ( EN ) S. Chandrasekhar, The Role of General Relativity in Astronomy: Retrospect and Prospect ( PDF ), in J. Astrophys. Astr. , vol. 1, 1980, pp. 33-45, DOI : 10.1007/BF02727948 . URL consultato il 23 giugno 2009 .
  • ( EN ) Helge Kragh, Smith, Robert W., Who discovered the expanding universe ( PDF ), in History of Science , vol. 41, 2003, pp. 141-62. URL consultato il 23 giugno 2009 (archiviato dall' url originale il 27 settembre 2007) .

Trattati

  • ( EN ) SM Carroll, Spacetime and geometry: an introduction to general relativity , Addison-Wesley, 2003 Copia archiviata , su pancake.uchicago.edu . URL consultato il 28 aprile 2005 (archiviato dall' url originale il 2 agosto 2002) . An introductory general relativity textbook.
  • ( EN ) AS Eddington, Space, Time and Gravitation , Cambridge University Press, 1987 (originally published 1920).
  • ( EN ) A. Gefter, "Putting Einstein to the Test", Sky and Telescope July 2005, p. 38. A popular discussion of tests of general relativity.
  • ( EN ) H. Ohanian and R. Ruffini, Gravitation and Spacetime, 2nd Edition Norton, New York, 1994, ISBN 0-393-96501-5 . A general relativity textbook.
  • ( EN ) Wolfgang Ernst Pauli, Part IV. General Theory of Relativity , in Theory of Relativity , Courier Dover Publications, 1958, ISBN 978-0-486-64152-2 .
  • ( EN ) CM Will, Theory and experiment in gravitational physics , Cambridge University Press, Cambridge (1993). A standard technical reference.
  • ( EN ) CM Will, Was Einstein Right?: Putting General Relativity to the Test, Basic Books (1993). This is a popular account of tests of general relativity.

Documenti di recensioni dal vivo

Collegamenti esterni

Fisica Portale Fisica : accedi alle voci di Wikipedia che trattano di Fisica