Yleinen suhteellisuusteoria ennustaa monia vaikutuksia. Ensinnäkin heikoille gravitaatiokentille ja hitaasti liikkuville kappaleille se toistaa Newtonin painovoimateorian ennusteet , kuten sen pitäisi olla vastaavuusperiaatteen mukaan . Sen erityisvaikutukset ilmenevät vahvoissa kentissä (esim. kompakteissa astrofysikaalisissa kohteissa) ja/tai suhteellisesti liikkuvissa kappaleissa ja esineissä (esim. valon poikkeama). Heikkojen kenttien tapauksessa yleinen suhteellisuusteoria ennustaa vain heikkoja korjausvaikutuksia, jotka aurinkokunnan tapauksessa on kuitenkin jo mitattuprosenttiosuuden tarkkuudella ja otetaan rutiininomaisesti huomioon avaruudessa. navigointiohjelmat ja tähtitieteellisten havaintojen raportoiminen .
Albert Einstein kuvasi ensimmäisen kerran kiihtyvyyden vaikutuksen vertailukehyksiin jo vuonna 1907 [1] erityissuhteellisuusteorian puitteissa . Siten jotkin alla kuvatuista vaikutuksista ovat läsnä myös siinä, eikä vain yleisessä suhteellisuusteoriassa. (Niiden täydellinen kuvaus, joka on yhdenmukainen kokeen kanssa, on kuitenkin mahdollista vain yleisen suhteellisuusteorian puitteissa; esimerkiksi valonsäteen taipuma gravitaatiokentässä, laskettuna SRT:n puitteissa, antaa tuloksen kahdesti niin pieni kuin yleisessä suhteellisuusteoriassa ja havainnoissa.) [1]
Ensimmäinen näistä vaikutuksista on gravitaatioaikadilataatio , jonka ansiosta mikä tahansa kello menee sitä hitaammin, mitä syvemmälle gravitaatiokaivossa (lähempänä gravitaatiokappaletta) ne ovat. Tämä vaikutus vahvistettiin suoraan Hafele-Keatingin kokeessa [2] ja se otetaan huomioon satelliittinavigointijärjestelmissä ( GPS , GLONASS , Galileo ) [3] . Tällaisen kirjanpidon puuttuminen johtaisi kymmenien mikrosekuntien ajautumiseen päivässä (eli paikannustarkkuuden menettämiseen kilometreinä vuorokaudessa mitattuna).
Suoraan liittyvä vaikutus on valon gravitaatiopunasiirtymä . Tämä vaikutus ymmärretään valon taajuuden pienenemisenä suhteessa paikalliseen kelloon (vastaavasti spektrin viivojen siirtyminen spektrin punaiseen päähän suhteessa paikallisiin asteikoihin), kun valo etenee painovoimakuopasta (alueelta). pienemmällä gravitaatiopotentiaalilla alueelle, jolla on suurempi potentiaali). Gravitaatiopunasiirtymä havaittiin tähtien ja Auringon spektreissä ja vahvistettiin luotettavasti Poundin ja Rebkan kokeessa [4] [5] [6] .
Gravitaatioaikalaajennus sisältää toisen efektin, jota kutsutaan Shapiro-ilmiöksi (tunnetaan myös gravitaatiosignaalin viiveenä). Tämän vaikutuksen vuoksi sähkömagneettiset signaalit kulkevat pidempään gravitaatiokentässä kuin ilman tätä kenttää. Tämä ilmiö on havaittu aurinkokunnan planeettojen tutkan aikana, kun kommunikoidaan Auringon takana kulkevien avaruusalusten kanssa, ja myös havainnoidaan binääripulsareiden signaaleja [7] [8] .
Valon reitin kaarevuus tapahtuu missä tahansa kiihdytetyssä vertailukehyksessä. Havaitun liikeradan yksityiskohdat ja painovoiman linssivaikutukset riippuvat kuitenkin aika-avaruuden kaarevuudesta. Einstein laski ensimmäisen kerran valonsäteen taipuman gravitaatiokentässä vuonna 1907 pysyen SRT:n sisällä ja soveltaen paikallista ekvivalenssiperiaatetta ; lentoratojen kaarevuus osoittautui samaksi kuin klassinen mekaniikka ennusti valonnopeudella liikkuville hiukkasille [1] . Einstein havaitsi vasta vuonna 1916, että kulmasiirtymä valon etenemissuunnassa yleisessä suhteellisuusteoriassa on kaksi kertaa suurempi kuin Newtonin teoriassa [9] [10] . Tästä ennustuksesta on siis tullut toinen tapa testata yleistä suhteellisuutta.
Vuodesta 1919 lähtien tämä ilmiö on vahvistettu tähtitieteellisillä havainnoilla tähdistä auringonpimennysten aikana sekä radiointerferometrisilla havainnoilla Auringon lähellä kulkevista kvasaareista sen matkan aikana ekliptiikkaa pitkin [11] .
Auringon valtavan massan vaikutuksesta taivaanpallon näkymä vääristyy paitsi sen lähellä, myös suurilla kulmaetäisyyksillä, vaikkakin vähemmässä määrin. Hipparcos-satelliitin tarkat astrometriset havainnot tähtien sijainnista vahvistivat vaikutuksen. Satelliitti teki 3,5 miljoonaa mittausta tähtien sijainnista tyypillisellä 3 tuhannesosan kaarisekuntia (milliaarisekuntia, mas) virheellä. Tällaisella tarkkuudella suoritetuilla mittauksilla jopa Auringosta 90°:n päässä Auringosta taivaanpallolla olevan tähden valon painovoiman poikkeama tulee merkittäväksi; tällaisessa "kvadratuuri"-asennossa tämä poikkeama on 4,07 mas . Auringon vuotuisen liikkeen vuoksi taivaanpallolla tähtien poikkeamat muuttuvat, mikä mahdollistaa poikkeaman riippuvuuden tutkimisen Auringon ja tähden suhteellisesta sijainnista. Mitatun gravitaatiopoikkeaman neliökeskiarvo, laskettuna kaikista mittauksista, oli 0,0016 mas , vaikka systemaattiset virheet heikentävät tarkkuutta, jolla mittaukset ovat yhdenmukaisia GR-ennusteiden kanssa, 0,3 prosenttiin [12] .
Gravitaatiolinssi [13] tapahtuu, kun yksi etäinen massiivinen esine on lähellä tai suoraan linjalla, joka yhdistää havainnoinnin toiseen paljon kauempana olevaan kohteeseen. Tässä tapauksessa valoradan kaarevuus lähempänä olevan massan verran johtaa kaukaisen kohteen muodon vääristymiseen, mikä alhaisella havaintoresoluutiolla johtaa pääasiassa etäisen kohteen kokonaiskirkkauden kasvuun, joten tämä ilmiö kutsuttiin lensingiksi. Ensimmäinen esimerkki gravitaatiolinssistä oli vuonna 1979 englantilaisten tähtitieteilijöiden D. Walsh et al. hankkima kaksi läheistä kuvaa samasta kvasaarista QSO 0957+16 A, B ( z = 1,4 ), tähtitieteilijät ymmärsivät, että ne olivat itse asiassa kaksi kuvaa. samasta kvasaarista painovoimalinssin vaikutuksesta. Pian he löysivät itse linssin, kaukaisen galaksin (z=0,36), joka sijaitsee Maan ja kvasaarin välissä” [14] . Sen jälkeen on löydetty monia muita esimerkkejä kaukaisista galakseista ja kvasaareista, joihin gravitaatiolinssi vaikuttaa. Esimerkiksi niin kutsuttu Einstein-risti tunnetaan , kun galaksi nelinkertaistaa kaukaisen kvasaarin kuvan ristin muodossa.
Erityinen painovoimalinssityyppi on nimeltään Einstein-rengas tai kaari . Einstein-rengas syntyy, kun havaittu kohde on suoraan toisen kohteen takana, jolla on pallosymmetrinen gravitaatiokenttä. Tässä tapauksessa kauempana olevasta kohteesta tuleva valo nähdään renkaana lähempänä olevan kohteen ympärillä. Jos kaukana oleva kohde on siirtynyt hieman toiselle puolelle ja/tai painovoimakenttä ei ole pallosymmetrinen, sen sijaan ilmestyy osittaisia renkaita, joita kutsutaan kaariksi.
Lopuksi, minkä tahansa tähden kirkkaus voi kasvaa, kun kompakti massiivinen esine kulkee sen edestä. Tässä tapauksessa kaukaisen tähden suurennettuja ja painovoimaisesti vääristyneitä kuvia ei voida ratkaista (ne ovat liian lähellä toisiaan), ja tähti yksinkertaisesti lisää kirkkautta. Tätä vaikutusta kutsutaan mikrolinssioksi , ja sitä havaitaan nykyään säännöllisesti hankkeiden puitteissa, jotka tutkivat galaksimme näkymättömiä kappaleita tähtien valon gravitaatiomikrolinssoinnilla - MACHO [15] , EROS ja muut.
Musta aukko on ns. tapahtumahorisontin rajoittama alue , josta ei aine eikä tieto pääse poistumaan . Oletetaan, että tällaisia alueita voi muodostua erityisesti massiivisten tähtien romahtamisen seurauksena . Koska aine voi päästä mustaan aukkoon (esimerkiksi tähtienvälisestä väliaineesta ), mutta ei voi poistua siitä, mustan aukon massa voi vain kasvaa ajan myötä.
Stephen Hawking kuitenkin osoitti, että mustat aukot voivat menettää massaa [16] säteilyn vuoksi, jota kutsutaan Hawking-säteilyksi . Hawking-säteily on kvanttiefekti, joka ei riko klassista yleistä suhteellisuusteoriaa.
Monia ehdokkaita mustiin aukkoihin tunnetaan, erityisesti supermassiivinen esine, joka liittyy galaksimme keskellä olevaan Sagittarius A* -radiolähteeseen [17] . Useimmat tutkijat ovat vakuuttuneita siitä, että tähän ja muihin vastaaviin esineisiin liittyvät havaitut tähtitieteelliset ilmiöt vahvistavat luotettavasti mustien aukkojen olemassaolon, mutta on muitakin selityksiä: esimerkiksi mustien aukkojen sijasta ehdotetaan bosonisia tähtiä ja muita eksoottisia esineitä [18] .
Yleinen suhteellisuusteoria korjaa Newtonin taivaanmekaniikan teorian ennusteita gravitaatiosidonnaisten järjestelmien dynamiikasta: aurinkokunta , kaksoitähdet jne.
Yleisen suhteellisuusteorian ensimmäinen vaikutus oli, että kaikkien planeettojen kiertoradan perihelit tapahtuisivat , koska Newtonin gravitaatiopotentiaalilla olisi pieni lisäys, mikä johtaisi avoimien kiertoradojen muodostumiseen . Tämä ennuste oli ensimmäinen yleisen suhteellisuusteorian vahvistus, koska Einsteinin vuonna 1916 johtama precession suuruus osui täysin yhteen Merkuriuksen perihelionin poikkeavan precession kanssa [19] . Niinpä tunnettu taivaanmekaniikan ongelma [20] ratkaistiin tuolloin .
Myöhemmin relativistinen perihelion precessio havaittiin myös Venuksella, Maassa ja vahvempana vaikutuksena binäärisessä pulsaarijärjestelmässä . [21] R. Hulse ja D. Taylor saivat Nobelin fysiikan palkinnon vuonna 1974 ensimmäisen kaksoispulsarin PSR B1913+16 löytämisestä ja sen kiertoradan liikkeen kehityksen tutkimuksesta, jossa relativistiset vaikutukset ilmenevät. [22] .
Toinen vaikutus on binaarisen (ja useamman) kappalejärjestelmän gravitaatiosäteilyyn liittyvä kiertoradan muutos . Tämä vaikutus havaitaan järjestelmissä, joissa tähdet ovat lähellä toisiaan, ja se koostuu kiertoradan vähenemisestä [23] . Sillä on tärkeä rooli lähellä olevien binääri- ja useiden tähtien kehityksessä [24] . Vaikutus havaittiin ensimmäistä kertaa edellä mainitussa PSR B1913+16 -järjestelmässä ja se osui yhteen GR-ennusteiden kanssa 0,2 %:n tarkkuudella.
Toinen vaikutus on geodeettinen precessio . Se edustaa pyörivän kohteen napojen precessiota, joka johtuu rinnakkaisista translaatiovaikutuksista käyräviivaisessa aika-avaruudessa. Tämä vaikutus puuttuu Newtonin painovoimateoriasta. Geodeettisen precession ennustetta testattiin kokeessa NASAn Gravity Probe B - luotain . Francis Everitt, luotain saamien tietojen tutkimuksen johtaja American Physical Societyn täysistunnossa 14. huhtikuuta 2007, totesi, että gyroskoopin tietojen analyysi mahdollisti Einsteinin ennustaman geodeettisen precession vahvistamisen tarkasti. parempi kuin 1 % [25] . Toukokuussa 2011 näiden tietojen käsittelyn lopulliset tulokset julkaistiin [26] : geodeettinen precessio oli −6601,8 ± 18,3 millisekuntia kaaria (mas) vuodessa, mikä kokeellisessa virheessä osuu yhteen GR:n ennustaman arvon kanssa. −6606,1 mas/vuosi . Tämä vaikutus on myös aiemmin varmistettu havainnoilla geodeettisten LAGEOS- ja LAGEOS-2- satelliittien kiertoradalla ja pulsarin PSR B1913+16 pyörimisakselin kiertymisestä ; poikkeamia yleisen suhteellisuusteorian teoreettisista ennusteista ei paljastunut virherajojen sisällä.
Pyörivän kappaleen inertiavertailukehysten vetovoima piilee siinä, että pyörivä massiivinen esine "vetää" aika-avaruutta pyörimissuuntaansa: lepotilassa oleva etähavainnoija pyörivän kappaleen massakeskuksen suhteen löytää että nopein kello, toisin sanoen lepäävät suhteessa paikallisesti inertiaaliseen vertailukehykseen , kiinteällä etäisyydellä kohteesta ovat kelloja, joilla on liikekomponentti pyörivän kohteen ympärillä pyörimissuunnassa, eivätkä ne, jotka ovat levossa. suhteessa tarkkailijaan, kuten tapahtuu ei-pyörivälle massiiviselle esineelle. Vastaavasti kaukainen tarkkailija huomaa, että valo kulkee nopeammin kohteen pyörimissuunnassa kuin sitä vastaan. Inertiavertailukehysten mukaansaanti saa aikaan myös muutoksen gyroskoopin orientaatiossa ajallisesti. Naparadalla olevan avaruusaluksen osalta tämän vaikutuksen suunta on kohtisuorassa edellä mainittua geodeettista precessiota vastaan .
Koska inertiavertailukehysten vastusvaikutus on 170 kertaa heikompi kuin geodeettisen precession vaikutus, Stanfordin tutkijat ovat poimineet sen "sormenjälkiä" viiden vuoden ajan tiedoista, jotka on saatu Gravity Probe B -satelliitista, joka on erityisesti laukaissut tämän vaikutuksen mittaamiseen . Toukokuussa 2011 tehtävän lopulliset tulokset julkistettiin [26] : mitattu vastusarvo oli −37,2 ± 7,2 millisekuntia kaaresta (mas) vuodessa, mikä vastaa tarkkuutta GR-ennusteen kanssa: −39,2 mas/vuosi .