La relatividad general predice muchos efectos. En primer lugar, para campos gravitatorios débiles y cuerpos que se mueven lentamente, reproduce las predicciones de la teoría newtoniana de la gravedad , como debe ser según el principio de correspondencia . Sus efectos específicos se manifiestan en campos fuertes (por ejemplo, en objetos astrofísicos compactos) y/o para cuerpos y objetos en movimiento relativista (por ejemplo, desviación de la luz). En el caso de campos débiles, la teoría general de la relatividad predice solo efectos de corrección débiles que, sin embargo, ya se han medido en el caso del sistema solar con una precisión de una fracción de un porcentaje y se tienen en cuenta de forma rutinaria en el espacio. programas de navegación y el informe de observaciones astronómicas .
Por primera vez, la influencia de la aceleración en los marcos de referencia fue descrita por Albert Einstein en 1907 [1] en el marco de la teoría especial de la relatividad . Así, algunos de los efectos descritos a continuación también están presentes en ella, y no sólo en la relatividad general. (Sin embargo, su descripción completa, consistente con el experimento, solo es posible dentro del marco de la teoría general de la relatividad; por ejemplo, la desviación de un rayo de luz en un campo gravitatorio, calculado en el marco de SRT, da un resultado dos veces tan pequeño como en la relatividad general y en las observaciones.) [1]
El primero de estos efectos es la dilatación del tiempo gravitacional , por lo que cualquier reloj irá más lento cuanto más profundo se encuentre en el pozo gravitatorio (más cerca del cuerpo gravitatorio). Este efecto se confirmó directamente en el experimento de Hafele-Keating [2] y se tiene en cuenta en los sistemas de navegación por satélite ( GPS , GLONASS , Galileo ) [3] . La ausencia de dicha contabilidad daría lugar a una deriva de decenas de microsegundos por día (es decir, a una pérdida de precisión de posicionamiento, medida en kilómetros por día).
Un efecto directamente relacionado es el corrimiento al rojo gravitatorio de la luz . Este efecto se entiende como una disminución de la frecuencia de la luz en relación con el reloj local (respectivamente, un desplazamiento de las líneas espectrales hacia el extremo rojo del espectro en relación con las escalas locales) cuando la luz se propaga fuera del pozo gravitatorio (desde un área con un potencial gravitacional más bajo a un área con un potencial más alto). El corrimiento al rojo gravitacional se detectó en los espectros de las estrellas y el Sol y se confirmó de manera confiable en el experimento de Pound y Rebka [4] [5] [6] .
La dilatación del tiempo gravitacional conlleva otro efecto llamado efecto Shapiro (también conocido como retraso de la señal gravitacional). Debido a este efecto, las señales electromagnéticas viajan más tiempo en el campo gravitatorio que en ausencia de este campo. Este fenómeno ha sido descubierto durante el radar de los planetas del sistema solar , al comunicarse con naves espaciales que pasan detrás del Sol, y también al observar señales de púlsares binarios [7] [8] .
La curvatura del camino de la luz ocurre en cualquier marco de referencia acelerado. El detalle de la trayectoria observada y los efectos de lentes gravitacionales dependen, sin embargo, de la curvatura del espacio-tiempo. Einstein calculó por primera vez la desviación de un rayo de luz en un campo gravitacional en 1907 , permaneciendo dentro de SRT y aplicando el principio de equivalencia local ; la curvatura de las trayectorias resultó ser la misma que la predicha por la mecánica clásica para partículas que se mueven a la velocidad de la luz [1] . No fue hasta 1916 que Einstein descubrió que el cambio angular en la dirección de propagación de la luz en la relatividad general es el doble que en la teoría newtoniana [9] [10] . Por lo tanto, esta predicción se ha convertido en otra forma de probar la relatividad general.
Desde 1919, este fenómeno ha sido confirmado por observaciones astronómicas de estrellas durante los eclipses solares , así como por observaciones radiointerferométricas de cuásares que pasan cerca del Sol durante su viaje a lo largo de la eclíptica [11] .
Bajo la influencia de la enorme masa del Sol, la vista de la esfera celeste se distorsiona no solo cerca de ella, sino también a grandes distancias angulares, aunque en menor medida. Precisas observaciones astrométricas de las posiciones de las estrellas realizadas por el satélite Hipparcos confirmaron el efecto. El satélite realizó 3,5 millones de mediciones de la posición de las estrellas con un error típico de 3 milésimas de segundo de arco (miliarsegundos, mas). Con mediciones tan precisas, incluso la desviación gravitacional por parte del Sol de la luz de una estrella que está a 90° del Sol en la esfera celeste se vuelve significativa; en tal posición de "cuadratura", esta desviación es igual a 4,07 mas . Debido al movimiento anual del Sol en la esfera celeste, las desviaciones de las estrellas cambian, lo que permite estudiar la dependencia de la desviación de la posición relativa del Sol y la estrella. El error cuadrático medio de la desviación gravitacional medida, promediado sobre todas las mediciones, fue de 0,0016 mas , aunque los errores sistemáticos degradan la precisión con la que las mediciones son consistentes con las predicciones de GR a 0,3% [12] .
La lente gravitatoria [13] ocurre cuando un objeto masivo distante está cerca o directamente en la línea que conecta al observador con otro objeto mucho más distante. En este caso, la curvatura de la trayectoria de la luz por una masa más cercana conduce a una distorsión de la forma del objeto distante que, a baja resolución de observación , conduce principalmente a un aumento en el brillo total del objeto distante, por lo que este fenómeno se llamaba lentes. El primer ejemplo de lentes gravitacionales fue la adquisición en 1979 de dos imágenes cercanas del mismo cuásar QSO 0957+16 A, B ( z = 1,4 ) por los astrónomos ingleses D. Walsh et al. Al unísono, los astrónomos se dieron cuenta de que en realidad eran dos imágenes. del mismo cuásar, por efecto de una lente gravitatoria. Pronto encontraron la lente misma, una galaxia distante (z=0,36) situada entre la Tierra y el cuásar” [14] . Desde entonces, se han encontrado muchos otros ejemplos de galaxias distantes y cuásares afectados por lentes gravitacionales. Por ejemplo, se conoce la llamada Cruz de Einstein , cuando la galaxia cuadruplica la imagen de un quásar lejano en forma de cruz.
Un tipo especial de lente gravitacional se llama anillo o arco de Einstein . Un anillo de Einstein ocurre cuando un objeto observado está directamente detrás de otro objeto con un campo gravitatorio esféricamente simétrico. En este caso, la luz del objeto más distante se ve como un anillo alrededor del objeto más cercano. Si el objeto distante está ligeramente desplazado hacia un lado y/o el campo gravitatorio no es esféricamente simétrico, en su lugar aparecerán anillos parciales llamados arcos.
Finalmente, cualquier estrella puede aumentar su brillo cuando un objeto masivo compacto pasa frente a ella. En este caso, las imágenes ampliadas y distorsionadas gravitacionalmente de la estrella distante no se pueden resolver (están demasiado cerca unas de otras), y la estrella simplemente aumenta su brillo. Este efecto se denomina microlente , y ahora se observa regularmente en el marco de proyectos que estudian los cuerpos invisibles de nuestra Galaxia mediante microlente gravitacional de la luz de las estrellas: MACHO [15] , EROS y otros.
Un agujero negro es un área limitada por el llamado horizonte de sucesos , del que no puede salir ni la materia ni la información . Se supone que tales regiones pueden formarse, en particular, como resultado del colapso de estrellas masivas . Dado que la materia puede entrar en un agujero negro (por ejemplo, desde el medio interestelar ), pero no puede salir de él, la masa de un agujero negro solo puede aumentar con el tiempo.
Stephen Hawking , sin embargo, demostró que los agujeros negros pueden perder masa [16] debido a la radiación, llamada radiación de Hawking . La radiación de Hawking es un efecto cuántico que no viola la relatividad general clásica.
Se conocen muchos candidatos a agujeros negros, en particular, un objeto supermasivo asociado con la fuente de radio Sagittarius A* en el centro de nuestra galaxia [17] . La mayoría de los científicos están convencidos de que los fenómenos astronómicos observados asociados con este y otros objetos similares confirman de forma fiable la existencia de agujeros negros, pero hay otras explicaciones: por ejemplo, se proponen estrellas bosónicas y otros objetos exóticos en lugar de agujeros negros [18] .
La relatividad general corrige las predicciones de la teoría newtoniana de la mecánica celeste respecto a la dinámica de los sistemas ligados gravitacionalmente: el sistema solar , las estrellas binarias, etc.
El primer efecto de la relatividad general fue que los perihelios de todas las órbitas planetarias tendrían precesión , ya que el potencial gravitatorio de Newton tendría una pequeña adición, lo que daría lugar a la formación de órbitas abiertas . Esta predicción fue la primera confirmación de la relatividad general, ya que la magnitud de la precesión, deducida por Einstein en 1916 , coincidía completamente con la anómala precesión del perihelio de Mercurio [19] . Así, el conocido problema de la mecánica celeste [20] quedó resuelto en ese momento .
Más tarde, la precesión del perihelio relativista también se observó en Venus, la Tierra y como un efecto más fuerte en el sistema pulsar binario . [21] Por el descubrimiento del primer púlsar doble PSR B1913+16 en 1974 y el estudio de la evolución de su movimiento orbital, en el que se manifiestan efectos relativistas, R. Hulse y D. Taylor recibieron el Premio Nobel de Física en 1993 . [22] .
Otro efecto es un cambio en la órbita asociado con la radiación gravitacional de un sistema binario (y más múltiple) de cuerpos. Este efecto se observa en sistemas con estrellas estrechamente espaciadas y consiste en una disminución [23] del período orbital. Desempeña un papel importante en la evolución de las estrellas binarias y múltiples cercanas [24] . El efecto se observó por primera vez en el mencionado sistema PSR B1913+16 y coincidió con las predicciones de GR con una precisión del 0,2%.
Otro efecto es la precesión geodésica . Representa la precesión de los polos de un objeto giratorio debido a los efectos de traslación paralela en el espacio-tiempo curvilíneo. Este efecto está ausente en la teoría newtoniana de la gravedad. La predicción de la precesión geodésica se probó en un experimento con la sonda Gravity Probe B de la NASA . Francis Everitt, jefe de investigación de los datos obtenidos por la sonda, en una reunión plenaria de la American Physical Society el 14 de abril de 2007, afirmó que el análisis de los datos del giroscopio permitió confirmar la precesión geodésica predicha por Einstein con una precisión mejor que el 1% [25] . En mayo de 2011 se publicaron los resultados finales del procesamiento de estos datos [26] : la precesión geodésica fue de −6601,8 ± 18,3 milisegundos de arco (mas) por año, lo que, dentro del error experimental, coincide con el valor predicho por GR −6606,1 mas/año . Este efecto también fue verificado previamente por observaciones del cambio en las órbitas de los satélites geodésicos LAGEOS y LAGEOS-2 y la rotación del eje de rotación del púlsar PSR B1913+16 ; las desviaciones de las predicciones teóricas de la relatividad general no se revelaron dentro de los límites de error.
La atracción de los marcos de referencia inerciales por un cuerpo en rotación radica en el hecho de que un objeto masivo en rotación “jala” el espacio-tiempo en la dirección de su rotación: un observador remoto en reposo con respecto al centro de masa de un cuerpo en rotación encontrará que el reloj más rápido, es decir, que descansa en relación con un marco de referencia localmente inercial , a una distancia fija del objeto, son los relojes que tienen un componente de movimiento alrededor de un objeto que gira en la dirección de rotación, y no los que están en reposo en relación con el observador, como sucede con un objeto masivo que no gira. De manera similar, un observador distante encontrará que la luz viaja más rápido en la dirección de rotación de un objeto que en contra de su rotación. El arrastre de marcos de referencia inerciales también provocará un cambio en la orientación del giroscopio en el tiempo. Para una nave espacial en órbita polar , la dirección de este efecto es perpendicular a la precesión geodésica mencionada anteriormente .
Dado que el efecto de arrastre de los marcos de referencia inerciales es 170 veces más débil que el efecto de la precesión geodésica, los científicos de Stanford han estado extrayendo sus "huellas dactilares" durante 5 años a partir de la información obtenida en el satélite Gravity Probe B , especialmente lanzado para medir este efecto . En mayo de 2011, se anunciaron los resultados finales de la misión [26] : el valor de arrastre medido fue −37,2 ± 7,2 milisegundos de arco (mas) por año, lo que coincide con la precisión de la predicción GR: −39,2 mas/año .