Az általános relativitáselmélet számos hatást jósol. Mindenekelőtt gyenge gravitációs mezők és lassan mozgó testek esetében a newtoni gravitációs elmélet előrejelzéseit reprodukálja , ahogy annak a megfelelési elv szerint lennie kell . Specifikus hatásai erős mezőkben (például kompakt asztrofizikai objektumokban) és/vagy relativisztikusan mozgó testeknél és tárgyaknál (például fényeltérítés) nyilvánulnak meg. Gyenge terek esetében az általános relativitáselmélet csak gyenge korrekciós hatásokat jósol, amelyeket azonban a Naprendszer esetében már egy százalékos pontossággal mértek, és rutinszerűen figyelembe vesznek a térben. navigációs programok és csillagászati megfigyelések jelentése .
A gyorsulás vonatkoztatási rendszerekre gyakorolt hatását először Albert Einstein írta le 1907 -ben [1] a speciális relativitáselmélet keretében . Így az alábbiakban ismertetett hatások egy része is megvan benne, és nem csak az általános relativitáselméletben. (A kísérlettel összhangban lévő teljes leírásuk azonban csak az általános relativitáselmélet keretein belül lehetséges; például a gravitációs térben a fénysugár SRT keretein belül számított eltérítése kétszer ad eredményt olyan kicsi, mint az általános relativitáselméletben és a megfigyelésekben.) [1]
Az első ilyen hatás a gravitációs idődilatáció , aminek köszönhetően bármely óra annál lassabban megy, minél mélyebbre van a gravitációs kútban (közelebb a gravitációs testhez). Ezt a hatást közvetlenül megerősítette a Hafele-Keating kísérlet [2] , és figyelembe veszik a műholdas navigációs rendszerekben ( GPS , GLONASS , Galileo ) [3] . Az ilyen elszámolás hiánya napi több tíz mikromásodperces eltolódáshoz vezetne (vagyis a helymeghatározási pontosság elvesztéséhez, kilométer/napban mérve).
Közvetlenül kapcsolódó hatás a fény gravitációs vöröseltolódása . Ez a hatás a fény frekvenciájának a helyi órához viszonyított csökkenéseként értendő (illetve a spektrumvonalak eltolódása a spektrum vörös végére a helyi skálákhoz képest), amikor a fény a gravitációs kútból (egy területről) terjed ki. kisebb gravitációs potenciállal nagyobb potenciálú területre). Gravitációs vöröseltolódást észleltek a csillagok és a Nap spektrumában, és megbízhatóan igazolták Pound és Rebka [4] [5] [6] kísérletében .
A gravitációs idődilatáció egy másik hatást is magában foglal, amelyet Shapiro-effektusnak neveznek (más néven gravitációs jelkésleltetés). E hatás miatt az elektromágneses jelek tovább haladnak a gravitációs térben, mint e tér hiányában. Ezt a jelenséget a Naprendszer bolygóinak radarja során fedezték fel , amikor a Nap mögött elhaladó űrhajókkal kommunikálnak, valamint bináris pulzárok jeleit figyelték meg [7] [8] .
A fény útjának görbülete bármely gyorsított vonatkoztatási rendszerben előfordul. A megfigyelt pálya részletessége és a gravitációs lencsehatások azonban a téridő görbületétől függenek. Einstein először 1907 -ben számította ki a fénysugár eltérülését egy gravitációs térben , miközben az SRT-n belül maradt, és a helyi ekvivalencia elvét alkalmazta ; a pályák görbülete megegyezett azzal, amit a klasszikus mechanika a fénysebességgel mozgó részecskékre jósolt [1] . Einstein csak 1916 -ban fedezte fel, hogy az általános relativitáselméletben a fényterjedés irányának szögeltolódása kétszer akkora, mint a newtoni elméletben [9] [10] . Így ez az előrejelzés az általános relativitáselmélet tesztelésének újabb módja lett.
1919 óta ezt a jelenséget a csillagok napfogyatkozások alatti csillagászati megfigyelései , valamint a Nap közelében elhaladó kvazárok rádióinterferometrikus megfigyelései igazolják az ekliptika mentén való utazásuk során [11] .
A Nap hatalmas tömegének hatására az égi szféra képe nemcsak a közelében, hanem nagy szögtávolságban is torzul, bár kisebb mértékben. A Hipparcos műhold által a csillagok helyzetének pontos asztrometriai megfigyelései megerősítették a hatást. A műhold 3,5 millió mérést végzett a csillagok helyzetéről, tipikusan 3 ezred ívmásodperc (milliarcseszekundum, mas) hibával. Ilyen pontosságú mérésekkel még az égi szférán a Naptól 90°-ra elhelyezkedő csillagok fényének gravitációs eltérítése is jelentőssé válik; ilyen „kvadratúra” helyzetben ez az eltérés 4,07 mas . A Nap égi szférában történő éves mozgása miatt a csillagok eltérései megváltoznak, ami lehetővé teszi az eltérés Nap és a csillag egymáshoz viszonyított helyzetétől való függőségének vizsgálatát. A mért gravitációs eltérés négyzetes hibája az összes mérésre átlagolva 0,0016 mas volt , bár a szisztematikus hibák 0,3%-ra rontják azt a pontosságot, amellyel a mérések összhangban vannak a GR előrejelzésekkel [12] .
A gravitációs lencsék [13] akkor fordulnak elő, ha egy távoli masszív objektum közel vagy közvetlenül azon a vonalon van, amely összeköti a megfigyelőt egy másik, sokkal távolabbi objektummal. Ebben az esetben a fénypálya közelebbi tömeggel való görbülete a távoli objektum alakjának torzulásához vezet, ami alacsony megfigyelési felbontás mellett főként a távoli objektum teljes fényerejének növekedéséhez vezet, így ez a jelenség lencsézésnek hívták. A gravitációs lencsézés első példája az volt, hogy 1979 -ben D. Walsh és társai angol csillagászok két közeli felvételt készítettek ugyanarról a QSO 0957+16 A, B kvazárról ( z = 1,4 ). A csillagászok rájöttek, hogy valójában két képről van szó. ugyanannak a kvazárnak a gravitációs lencse hatása miatt. Hamarosan megtalálták magát a lencsét, egy távoli galaxist (z=0,36), amely a Föld és a kvazár között fekszik” [14] . Azóta sok más példát is találtak a gravitációs lencsék által érintett távoli galaxisokra és kvazárokra. Például ismert az úgynevezett Einstein-kereszt , amikor a galaxis megnégyszerezi egy távoli kvazár képét kereszt formájában.
A gravitációs lencsék egy speciális típusát Einstein-gyűrűnek vagy ívnek nevezik . Az Einstein-gyűrű akkor fordul elő, ha egy megfigyelt objektum közvetlenül egy másik objektum mögött van, gömbszimmetrikus gravitációs mezővel. Ebben az esetben a távolabbi objektum fénye gyűrűként jelenik meg a közelebbi tárgy körül. Ha a távoli tárgy kissé elmozdul az egyik oldalra és/vagy a gravitációs tér nem gömbszimmetrikus, akkor helyette íveknek nevezett részgyűrűk jelennek meg.
Végül bármely csillag fényereje növekedhet, ha egy kompakt, masszív tárgy elhalad előtte. Ebben az esetben a távoli csillag felnagyított és gravitációsan torzított képei nem oldhatók fel (túl közel vannak egymáshoz), és a csillag egyszerűen megnövekszik a fényereje. Ezt a hatást mikrolencsézésnek nevezik , és manapság rendszeresen megfigyelhető olyan projektek keretében, amelyek Galaxisunk láthatatlan testeit tanulmányozzák csillagok fényének gravitációs mikrolencséjével - MACHO [15] , EROS és mások.
A fekete lyuk az úgynevezett eseményhorizont által határolt terület , amelyet sem anyag, sem információ nem hagyhat el . Feltételezhető, hogy ilyen régiók különösen nagy tömegű csillagok összeomlása következtében alakulhatnak ki . Mivel az anyag bejuthat a fekete lyukba (például a csillagközi közegből ), de nem hagyhatja el, a fekete lyuk tömege idővel csak növekedhet.
Stephen Hawking azonban kimutatta, hogy a fekete lyukak tömegét veszíthetik [16] a sugárzás miatt, ezt nevezik Hawking-sugárzásnak . A Hawking-sugárzás egy kvantumhatás, amely nem sérti a klasszikus általános relativitáselméletet.
A fekete lyukak számos jelöltje ismert, különösen a Galaxisunk közepén található Sagittarius A* rádióforráshoz kapcsolódó szupermasszív objektum [17] . A legtöbb tudós meg van győződve arról, hogy az ehhez és más hasonló objektumokhoz kapcsolódó megfigyelt csillagászati jelenségek megbízhatóan megerősítik a fekete lyukak létezését, de vannak más magyarázatok is: például fekete lyukak helyett bozonikus csillagokat és más egzotikus objektumokat javasolnak [18] .
Az általános relativitáselmélet korrigálja a newtoni égimechanikai elmélet előrejelzéseit a gravitációsan kötött rendszerek dinamikájára vonatkozóan: Naprendszer , kettőscsillagok stb.
Az általános relativitáselmélet első hatása az volt, hogy az összes bolygópálya perihéliumai precesszálnak , mivel Newton gravitációs potenciálja kis mértékben hozzáadódik, ami nyílt pályák kialakulásához vezet . Ez az előrejelzés volt az általános relativitáselmélet első megerősítése, mivel a precesszió nagysága, amelyet Einstein 1916 -ban származtatott , teljesen egybeesett a Merkúr perihéliumának anomális precessziójával [19] . Így az égi mechanika [20] jól ismert problémája akkoriban megoldódott .
Később relativisztikus perihélium precessziót is megfigyeltek a Vénuszon, a Földön, és erősebb hatásként a bináris pulzárrendszerben . [21] A PSR B1913+16 első kettős pulzár 1974-es felfedezéséért és keringési mozgásának vizsgálatáért, amelyben relativisztikus hatások nyilvánulnak meg, R. Hulse és D. Taylor 1993 -ban fizikai Nobel-díjat kapott . [22] .
Egy másik hatás egy bináris (és több) testrendszer gravitációs sugárzásával összefüggő pálya megváltozása . Ez a hatás az egymáshoz közel elhelyezkedő csillagokkal rendelkező rendszerekben figyelhető meg, és a keringési periódus csökkenésében [23] áll. Fontos szerepet játszik a közeli kettős- és többszörös csillagok evolúciójában [24] . A hatást először a fent említett PSR B1913+16 rendszerben figyelték meg, és 0,2%-os pontossággal egybeesett a GR előrejelzésekkel.
Egy másik hatás a geodéziai precesszió . Egy forgó objektum pólusainak precesszióját ábrázolja párhuzamos transzlációs hatások következtében görbe vonalú téridőben. Ez a hatás hiányzik a newtoni gravitációs elméletből. A geodéziai precesszió előrejelzését a NASA Gravity Probe B szondájával végzett kísérletben tesztelték . Francis Everitt, a szonda által nyert adatok kutatásának vezetője az Amerikai Fizikai Társaság 2007. április 14-i plenáris ülésén kijelentette , hogy a giroszkóp adatainak elemzése lehetővé tette az Einstein által megjósolt geodéziai precesszió pontos igazolását. jobb, mint 1% [25] . 2011 májusában publikálták ezen adatok feldolgozásának végső eredményeit [26] : a geodéziai precesszió évi –6601,8 ± 18,3 ívmásodperc (mas) volt, ami a kísérleti hibán belül egybeesik a GR által előre jelzett értékkel. −6606,1 tömeg/év . Ezt a hatást korábban a LAGEOS és LAGEOS-2 geodéziai műholdak pályájának eltolódásának és a PSR B1913+16 pulzár forgástengelyének elfordulásának megfigyelései is igazolták ; az általános relativitáselmélet elméleti előrejelzéseitől való eltérések nem derültek ki a hibahatáron belül.
Az inerciális vonatkoztatási rendszerek vonzása egy forgó test által abban rejlik, hogy egy forgó masszív tárgy a téridőt a forgása irányába "húzza": a távoli megfigyelő a forgó test tömegközéppontjához képest nyugalomban van. hogy a leggyorsabb óra, azaz egy lokálisan inerciális vonatkoztatási rendszerhez képest nyugvó óra az objektumtól fix távolságra, azok az órák, amelyek egy forgó tárgy körül forgásirányban mozognak, és nem azok, amelyek nyugalmi állapotban vannak. a megfigyelőhöz képest, ahogy ez egy nem forgó masszív objektum esetében történik. Hasonlóképpen, egy távoli megfigyelő azt tapasztalja, hogy a fény gyorsabban halad egy tárgy forgási irányában, mint a forgása ellenében. Az inerciális vonatkoztatási rendszerek bevonása a giroszkóp tájolásának időbeni változását is okozza. A sarki pályán lévő űrhajó esetében ennek a hatásnak az iránya merőleges a fent említett geodéziai precesszióra .
Mivel az inerciális referenciakeretek ellenállási hatása 170-szer gyengébb, mint a geodéziai precesszióé, a stanfordi tudósok 5 éve kinyerik az ujjlenyomataikat a Gravity Probe B műholdon szerzett információkból, amelyeket kifejezetten ennek a hatásnak a mérésére indítottak . 2011 májusában jelentették be a küldetés végeredményét [26] : a mért légellenállási érték −37,2 ± 7,2 ívmásodperc (mas) volt évente, ami a pontosságon belül egybeesik a GR előrejelzésével: −39,2 mas/év .