Relativitatea generală prezice multe efecte. În primul rând, pentru câmpurile gravitaționale slabe și corpurile care se mișcă încet, reproduce predicțiile teoriei newtoniene a gravitației , așa cum ar trebui să fie conform principiului corespondenței . Efectele sale specifice se manifestă în câmpuri puternice (de exemplu, în obiecte astrofizice compacte) și/sau pentru corpuri și obiecte în mișcare relativism (de exemplu, deviația luminii). În cazul câmpurilor slabe, teoria generală a relativității prezice doar efecte de corecție slabe, care, totuși, au fost deja măsurate în cazul sistemului solar cu o precizie de o fracțiune de procent și sunt luate în considerare în mod obișnuit în spațiu. programe de navigaţie şi raportarea observaţiilor astronomice .
Pentru prima dată, influența accelerației asupra cadrelor de referință a fost descrisă de Albert Einstein încă din 1907 [1] în cadrul teoriei speciale a relativității . Astfel, unele dintre efectele descrise mai jos sunt prezente și în ea, și nu numai în relativitatea generală. (Cu toate acestea, descrierea lor completă, în concordanță cu experimentul, este posibilă numai în cadrul teoriei generale a relativității; de exemplu, deviația unui fascicul de lumină într-un câmp gravitațional, calculată în cadrul SRT, dă un rezultat de două ori la fel de mic ca în relativitatea generală și în observații.) [1]
Primul dintre aceste efecte este dilatarea gravitațională a timpului , din cauza căreia orice ceas va merge mai lent, cu atât sunt mai adânci în puțul gravitațional (mai aproape de corpul gravitațional). Acest efect a fost confirmat direct în experimentul Hafele-Keating [2] și este luat în considerare în sistemele de navigație prin satelit ( GPS , GLONASS , Galileo ) [3] . Absența unei astfel de contabilități ar duce la o derive de zeci de microsecunde pe zi (adică la o pierdere a preciziei de poziționare, măsurată în kilometri pe zi).
Un efect direct legat este deplasarea gravitațională spre roșu a luminii . Acest efect este înțeles ca o scădere a frecvenței luminii în raport cu ceasul local (respectiv, o deplasare a liniilor spectrale la capătul roșu al spectrului în raport cu scările locale) atunci când lumina se propagă în afara puțului gravitațional (dintr-o zonă). cu un potenţial gravitaţional mai mic către o zonă cu un potenţial mai mare). Deplasarea gravitațională spre roșu a fost detectată în spectrele stelelor și ale Soarelui și a fost confirmată în mod sigur în experimentul lui Pound și Rebka [4] [5] [6] .
Dilatarea timpului gravitațional implică un alt efect numit efect Shapiro (cunoscut și ca întârziere a semnalului gravitațional). Din cauza acestui efect, semnalele electromagnetice călătoresc mai mult în câmpul gravitațional decât în absența acestui câmp. Acest fenomen a fost descoperit în timpul radarului planetelor sistemului solar , la comunicarea cu navele spațiale care trec în spatele Soarelui, precum și la observarea semnalelor de la pulsari binari [7] [8] .
Curbura căii luminii are loc în orice cadru de referință accelerat. Detaliul traiectoriei observate și efectele lentilei gravitaționale depind, totuși, de curbura spațiu-timpului. Einstein a calculat pentru prima dată deviația unei raze de lumină într-un câmp gravitațional în 1907 , rămânând în același timp în SRT și aplicând principiul echivalenței locale ; curbura traiectoriilor s-a dovedit a fi aceeași cu cea prezisă de mecanica clasică pentru particulele care se mișcă cu viteza luminii [1] . Abia în 1916, Einstein a descoperit că deplasarea unghiulară în direcția de propagare a luminii în relativitatea generală este de două ori mai mare decât în teoria newtoniană [9] [10] . Astfel, această predicție a devenit o altă modalitate de a testa relativitatea generală.
Din 1919, acest fenomen a fost confirmat de observațiile astronomice ale stelelor în timpul eclipselor solare , precum și de observațiile radio-interferometrice ale quasarelor care trec în apropierea Soarelui în timpul călătoriei sale de-a lungul eclipticii [11] .
Sub influența masei uriașe a Soarelui, vederea sferei cerești este distorsionată nu numai în apropierea acesteia, ci și la distanțe unghiulare mari, deși într-o măsură mai mică. Observațiile astrometrice precise ale pozițiilor stelelor de către satelitul Hipparcos au confirmat efectul. Satelitul a efectuat 3,5 milioane de măsurători ale poziției stelelor cu o eroare tipică de 3 miimi de secundă de arc (miliarcsecunde, mas). Cu măsurători cu o asemenea acuratețe, chiar și deviația gravitațională de către Soare a luminii unei stele aflate la 90° distanță de Soare pe sfera cerească devine semnificativă; într-o astfel de poziție de „quadratură”, această abatere este egală cu 4,07 mas . Datorită mișcării anuale a Soarelui în sfera cerească, abaterile stelelor se modifică, ceea ce face posibilă studierea dependenței abaterii de poziția relativă a Soarelui și a stelei. Eroarea pătratică medie a deviației gravitaționale măsurate, mediată pentru toate măsurătorile, a fost de 0,0016 mas , deși erorile sistematice degradează acuratețea cu care măsurătorile sunt în concordanță cu predicțiile GR la 0,3% [12] .
Lentila gravitațională [13] apare atunci când un obiect masiv îndepărtat este aproape sau direct pe linia care leagă observatorul cu un alt obiect mult mai îndepărtat. În acest caz, curbura traiectoriei luminii cu o masă mai apropiată duce la o distorsiune a formei obiectului îndepărtat, care, la o rezoluție mică de observare , duce în principal la o creștere a luminozității totale a obiectului îndepărtat, astfel încât acest fenomen s-a numit lensing. Primul exemplu de lentilă gravitațională a fost achiziția în 1979 a două imagini apropiate ale aceluiași quasar QSO 0957+16 A, B ( z = 1,4 ) de către astronomii englezi D. Walsh și colab., la unison, astronomii și-au dat seama că de fapt erau două imagini. a aceluiași quasar, datorită efectului unei lentile gravitaționale. Curând au găsit lentila în sine, o galaxie îndepărtată (z=0,36) aflată între Pământ și quasar” [14] . De atunci, au fost găsite multe alte exemple de galaxii și quasari îndepărtați afectați de lentile gravitaționale. De exemplu, se cunoaște așa-numita Cruce Einstein , când galaxia depășește de patru ori imaginea unui quasar îndepărtat sub forma unei cruci.
Un tip special de lentilă gravitațională se numește inel sau arc Einstein . Un inel Einstein apare atunci când un obiect observat se află direct în spatele altui obiect cu un câmp gravitațional simetric sferic. În acest caz, lumina de la obiectul mai îndepărtat este văzută ca un inel în jurul obiectului mai apropiat. Dacă obiectul îndepărtat este ușor deplasat într-o parte și/sau câmpul gravitațional nu este simetric sferic, vor apărea în schimb inele parțiale numite arce.
În cele din urmă, orice stea poate crește în luminozitate atunci când un obiect masiv compact trece prin fața ei. În acest caz, imaginile mărite și distorsionate gravitațional ale stelei îndepărtate nu pot fi rezolvate (sunt prea aproape una de cealaltă), iar steaua pur și simplu crește în luminozitate. Acest efect se numește microlensing și este acum observat în mod regulat în cadrul proiectelor care studiază corpurile invizibile ale galaxiei noastre prin microlensing gravitațional al luminii de la stele - MACHO [15] , EROS și altele.
O gaură neagră este o zonă limitată de așa-numitul orizont de evenimente , pe care nici materia și nici informația nu o pot părăsi . Se presupune că astfel de regiuni pot fi formate, în special, ca urmare a prăbușirii stelelor masive . Deoarece materia poate intra într-o gaură neagră (de exemplu, din mediul interstelar ), dar nu poate părăsi aceasta, masa unei găuri negre poate crește doar cu timpul.
Stephen Hawking a arătat însă că găurile negre pot pierde din masă [16] din cauza radiațiilor, numite radiații Hawking . Radiația Hawking este un efect cuantic care nu încalcă relativitatea generală clasică.
Mulți candidați pentru găurile negre sunt cunoscuți, în special, un obiect supermasiv asociat cu sursa radio Săgetător A* din centrul Galaxiei noastre [17] . Majoritatea oamenilor de știință sunt convinși că fenomenele astronomice observate asociate cu aceasta și cu alte obiecte similare confirmă în mod fiabil existența găurilor negre, dar există și alte explicații: de exemplu, în locul găurilor negre sunt propuse stele bosonice și alte obiecte exotice [18] .
Relativitatea generală corectează predicțiile teoriei newtoniene a mecanicii cerești cu privire la dinamica sistemelor legate gravitațional: sistemul solar , stelele binare etc.
Primul efect al relativității generale a fost acela că periheliurile tuturor orbitelor planetare vor preceda , deoarece potențialul gravitațional al lui Newton ar avea o mică adăugare, ceea ce duce la formarea de orbite deschise . Această predicție a fost prima confirmare a relativității generale, deoarece magnitudinea precesiei, derivată de Einstein în 1916 , a coincis complet cu precesia anormală a periheliului lui Mercur [19] . Astfel, binecunoscuta problemă a mecanicii cerești [20] a fost rezolvată la acea vreme .
Mai târziu, precesia perihelială relativistă a fost observată și la Venus, Pământ și ca un efect mai puternic în sistemul pulsar binar . [21] Pentru descoperirea primului pulsar dublu PSR B1913+16 în 1974 și studiul evoluției mișcării sale orbitale, în care se manifestă efecte relativiste, R. Hulse și D. Taylor au primit Premiul Nobel pentru Fizică în 1993 . [22] .
Un alt efect este o schimbare a orbitei asociată cu radiația gravitațională a unui sistem binar (și mai multiplu) de corpuri. Acest efect se observă în sistemele cu stele strâns distanțate și constă într-o scădere [23] a perioadei orbitale. Joacă un rol important în evoluția stelelor binare și multiple din apropiere [24] . Efectul a fost observat pentru prima dată în sistemul PSR B1913+16 menționat mai sus și a coincis cu predicțiile GR cu o precizie de 0,2%.
Un alt efect este precesia geodezică . Reprezintă precesia polilor unui obiect în rotație datorită efectelor de translație paralelă în spațiu-timp curbiliniu. Acest efect este absent în teoria newtoniană a gravitației. Predicția precesiei geodezice a fost testată într-un experiment cu sonda Gravity Probe B a NASA . Francis Everitt, șeful cercetării datelor obținute de sondă, la o ședință plenară a Societății Americane de Fizică din 14 aprilie 2007, a declarat că analiza datelor giroscopului a făcut posibilă confirmarea precesiei geodezice prezisă de Einstein cu o acuratețe. mai bine de 1% [25] . În mai 2011, au fost publicate rezultatele finale ale prelucrării acestor date [26] : precesia geodezică a fost de −6601,8 ± 18,3 milisecunde de arc (mas) pe an, ceea ce, în cadrul erorii experimentale, coincide cu valoarea prezisă de GR. −6606,1 mas/an . Acest efect a fost verificat anterior și prin observarea deplasării orbitelor sateliților geodezici LAGEOS și LAGEOS-2 și a rotației axei de rotație a pulsarului PSR B1913+16 ; abaterile de la predicțiile teoretice ale relativității generale nu au fost relevate în limitele de eroare.
Atracția cadrelor de referință inerțiale de către un corp în rotație constă în faptul că un obiect masiv în rotație „trage” spațiu-timp în direcția de rotație: un observator de la distanță în repaus în raport cu centrul de masă al unui corp în rotație va găsi că ceasul cel mai rapid, adică cel care se odihnește în raport cu un cadru de referință local inerțial , la o distanță fixă de obiect sunt ceasurile care au o componentă de mișcare în jurul unui obiect care se rotește în direcția de rotație, și nu cele care sunt în repaus relativ la observator, așa cum se întâmplă pentru un obiect masiv care nu se rotește. În mod similar, un observator la distanță va descoperi că lumina se deplasează mai repede în direcția de rotație a unui obiect decât împotriva rotației acestuia. Antrenarea cadrelor de referință inerțiale va determina, de asemenea, o schimbare în timp a orientării giroscopului. Pentru o navă spațială pe orbită polară , direcția acestui efect este perpendiculară pe precesia geodezică menționată mai sus .
Întrucât efectul de tracțiune al cadrelor de referință inerțiale este de 170 de ori mai slab decât efectul precesiei geodezice, oamenii de știință de la Stanford extrag „amprentele” acestuia de 5 ani din informațiile obținute pe satelitul Gravity Probe B , lansat special pentru a măsura acest efect . În mai 2011, au fost anunțate rezultatele finale ale misiunii [26] : valoarea de rezistență măsurată a fost de −37,2 ± 7,2 milisecunde de arc (mas) pe an, ceea ce coincide cu precizia predicției GR: −39,2 mas/an .