Las pruebas de la relatividad general sirven para establecer evidencia observacional para la teoría de la relatividad general . Las tres primeras pruebas, propuestas por Albert Einstein en 1915, se referían a la precesión "anómala" del perihelio de Mercurio , la curvatura de la luz en los campos gravitacionales y el corrimiento al rojo gravitacional . La precesión de Mercurio ya era conocida; En 1919 se realizaron experimentos que mostraban la curvatura de la luz de acuerdo con las predicciones de la relatividad general , y en pruebas posteriores se realizaron mediciones cada vez más precisas; y los científicos afirmaron haber medido el corrimiento al rojo gravitacional en 1925, aunque no se realizaron mediciones lo suficientemente sensibles como para confirmar la teoría hasta 1954. Un programa más preciso que comenzó en 1959 probó la relatividad general en el límite débil del campo gravitacional, limitando severamente las posibles desviaciones del teoría.
En la década de 1970, los científicos comenzaron a realizar pruebas adicionales, comenzando con la medición de Irwin Shapiro del retraso relativista en el tiempo de viaje de la señal de radar cerca del Sol. A partir de 1974, Hulse , Taylor y otros estudiaron el comportamiento de los púlsares binarios que experimentaban campos gravitacionales mucho más fuertes que los que se encuentran en el Sistema Solar. Tanto en el límite del campo débil (como en el Sistema Solar) como en los campos más fuertes presentes en los sistemas de púlsares binarios, las predicciones de la relatividad general han sido extremadamente bien probadas.
En febrero de 2016, el equipo Advanced LIGO anunció que habían detectado directamente ondas gravitacionales de una fusión de agujeros negros. [1] Este descubrimiento, junto con detecciones adicionales anunciadas en junio de 2016 y junio de 2017, [2] probó la relatividad general en el límite de campo muy fuerte, sin observar hasta la fecha ninguna desviación de la teoría.
Albert Einstein propuso [3] [4] tres pruebas de la relatividad general, posteriormente denominadas "pruebas clásicas" de la relatividad general, en 1916:
En la carta al Times (de Londres) del 28 de noviembre de 1919, describió la teoría de la relatividad y agradeció a sus colegas ingleses por comprender y comprobar su trabajo. También mencionó tres pruebas clásicas con comentarios: [5]
Según la física newtoniana , un objeto en un sistema (aislado) de dos cuerpos, consistente en el objeto que orbita alrededor de una masa esférica, trazaría una elipse con el centro de masa del sistema en un foco de la elipse. El punto de mayor aproximación, llamado periapsis (o cuando el cuerpo central es el Sol, perihelio ), es fijo. Por tanto, el eje mayor de la elipse permanece fijo en el espacio. Ambos objetos orbitan alrededor del centro de masa de este sistema, por lo que cada uno tiene su propia elipse. Sin embargo, una serie de efectos en el Sistema Solar hacen que el perihelio de los planetas precese (gire) alrededor del Sol en el plano de sus órbitas o, de manera equivalente, haga que el eje mayor gire alrededor del centro de masa, cambiando así su orientación en espacio. [6] La causa principal es la presencia de otros planetas que perturban sus órbitas. Otro efecto (mucho menos significativo) es el achatamiento solar .
Mercurio se desvía de la precesión predicha a partir de estos efectos newtonianos. Esta tasa anómala de precesión del perihelio de la órbita de Mercurio fue reconocida por primera vez en 1859 como un problema de la mecánica celeste , por Urbain Le Verrier . Su nuevo análisis de las observaciones cronometradas disponibles de los tránsitos de Mercurio sobre el disco solar entre 1697 y 1848 mostró que la tasa real de precesión discrepaba de la predicha por la teoría de Newton en 38 pulgadas ( segundos de arco ) por siglo tropical (luego reestimada en 43″ de Simon Newcomb en 1882). [7] Se propusieron una serie de soluciones ad hoc que finalmente fracasaron, pero tendieron a introducir más problemas. Le Verrier sugirió que podría existir otro planeta hipotético para explicar el comportamiento de Mercurio. [8] La búsqueda previamente exitosa de Neptuno basada en sus perturbaciones de la órbita de Urano llevó a los astrónomos a depositar cierta fe en esta posible explicación, y el hipotético planeta incluso fue nombrado Vulcano . Finalmente, en 1908, WW Campbell , director del Observatorio Lick, después de las exhaustivas observaciones fotográficas realizadas por el astrónomo de Lick, Charles D. Perrine , en tres expediciones de eclipses solares, afirmó: "En mi opinión, el trabajo del Dr. Perrine en los tres eclipses de 1901, 1905 y 1908 ponen fin definitivamente al aspecto observacional del famoso problema de los planetas intramercuriales." [9] [10] Posteriormente, no se encontró evidencia de Vulcano y la teoría general de Einstein de 1915 explicó la precesión anómala de Mercurio. Einstein le escribió a Michael Besso: "Los movimientos del perihelio se explican cuantitativamente... te sorprenderás". [11]
En la relatividad general, esta precesión restante , o cambio de orientación de la elipse orbital dentro de su plano orbital, se explica porque la gravitación está mediada por la curvatura del espacio-tiempo. Einstein demostró que la relatividad general [3] concuerda estrechamente con la cantidad observada de desplazamiento del perihelio. Este fue un factor poderoso que motivó la adopción de la relatividad general.
Aunque anteriormente las mediciones de las órbitas planetarias se realizaban utilizando telescopios convencionales, ahora se realizan mediciones más precisas con radar . La precesión total observada de Mercurio es 574,10 ″ ± 0,65 por siglo [12] en relación con el ICRF inercial . Esta precesión se puede atribuir a las siguientes causas:
La corrección de 42,980±0,001″/cy es la predicción de la teoría posnewtoniana con parámetros . [14] Por lo tanto, el efecto puede explicarse completamente mediante la relatividad general. Cálculos más recientes basados en mediciones más precisas no han cambiado sustancialmente la situación.
En relatividad general, el desplazamiento del perihelio σ , expresado en radianes por revolución, viene dado aproximadamente por: [15]
donde L es el semieje mayor , T es el período orbital , c es la velocidad de la luz y e es la excentricidad orbital (ver: Problema de dos cuerpos en la relatividad general ).
Los otros planetas también experimentan cambios de perihelio, pero, como están más lejos del Sol y tienen períodos más largos, sus cambios son menores y no pudieron observarse con precisión hasta mucho después de los de Mercurio. Por ejemplo, el desplazamiento del perihelio de la órbita de la Tierra debido a la relatividad general es teóricamente de 3,83868" por siglo y experimentalmente de 3,8387±0,0004"/cy, el de Venus es de 8,62473"/cy y 8,6247±0,0005"/cy y el de Marte es de 1,351±0,001"/ cy. Ahora se han medido ambos valores, con resultados que concuerdan bien con la teoría. [16] El desplazamiento del periapsis también se ha medido ahora para sistemas de púlsares binarios, con PSR 1913+16 ascendiendo a 4,2° por año. [17] Estas observaciones son consistentes con la relatividad general. [18] También es posible medir el desplazamiento del periapsis en sistemas estelares binarios que no contienen estrellas ultradensas, pero es más difícil modelar con precisión los efectos clásicos, por ejemplo, la alineación del giro de las estrellas con su plano orbital. Es necesario conocerlo y es difícil medirlo directamente. Algunos sistemas, como DI Herculis , [19] se han medido como casos de prueba para la relatividad general.
Henry Cavendish en 1784 (en un manuscrito inédito) y Johann Georg von Soldner en 1801 (publicado en 1804) habían señalado que la gravedad newtoniana predice que la luz de las estrellas se curvará alrededor de un objeto masivo. [20] [21] Einstein calculó el mismo valor que el de Soldner en 1911 basándose únicamente en el principio de equivalencia. Sin embargo, Einstein observó en 1915, en el proceso de completar la relatividad general, que su resultado de 1911 (y por tanto el resultado de Soldner de 1801) es sólo la mitad del valor correcto. Einstein fue el primero en calcular el valor correcto de la curvatura de la luz: 1,75 segundos de arco para la luz que roza el Sol. [22] [23]
La primera observación de la desviación de la luz se realizó observando el cambio de posición de las estrellas a medida que pasaban cerca del Sol en la esfera celeste . Las observaciones fueron realizadas por Arthur Eddington y sus colaboradores (ver Experimento de Eddington ) durante el eclipse solar total del 29 de mayo de 1919 , [24] cuando se podían observar las estrellas cercanas al Sol (en ese momento en la constelación de Tauro ). [24] Las observaciones se realizaron simultáneamente en las ciudades de Sobral, Ceará , Brasil y en Santo Tomé y Príncipe en la costa occidental de África. [25] El resultado se consideró una noticia espectacular y apareció en la portada de la mayoría de los periódicos más importantes. Hizo mundialmente famoso a Einstein y su teoría de la relatividad general. Cuando su asistente le preguntó cuál habría sido su reacción si Eddington y Dyson no hubieran confirmado la relatividad general en 1919, Einstein hizo la famosa broma: "Entonces sentiría lástima por el querido Señor. La teoría es correcta de todos modos". [26]
Sin embargo, la precisión inicial fue pobre y había dudas de que el pequeño número de ubicaciones de estrellas medidas y preguntas de instrumentos pudieran producir un resultado confiable. Algunos [27] argumentaron que los resultados estaban plagados de errores sistemáticos y posiblemente sesgos de confirmación , aunque el reanálisis moderno del conjunto de datos [28] sugiere que el análisis de Eddington era preciso. [29] [30] La medición fue repetida por un equipo del Observatorio Lick dirigido por el Director WW Campbell en el eclipse de 1922 observado en la remota estación australiana de Wallal , [31] con resultados basados en cientos de posiciones estelares que coincidían con los resultados de 1919 [30] y se ha repetido varias veces desde entonces, sobre todo en 1953 por astrónomos del Observatorio Yerkes [32] y en 1973 por un equipo de la Universidad de Texas . [33] Permaneció una considerable incertidumbre en estas mediciones durante casi cincuenta años, hasta que comenzaron a realizarse observaciones en radiofrecuencias . [34] [35] También se ha medido la desviación de la luz estelar por la cercana estrella enana blanca Stein 2051 B. [36]
Einstein predijo el corrimiento al rojo gravitacional de la luz a partir del principio de equivalencia en 1907, y se predijo que este efecto podría medirse en las líneas espectrales de una estrella enana blanca , que tiene un campo gravitacional muy alto. Los intentos iniciales de medir el corrimiento al rojo gravitacional del espectro de Sirio-B fueron realizados por Walter Sydney Adams en 1925, pero el resultado fue criticado por ser inutilizable debido a la contaminación por la luz de la estrella primaria (mucho más brillante), Sirio . [37] [38] La primera medición precisa del corrimiento al rojo gravitacional de una enana blanca fue realizada por Popper en 1954, midiendo un corrimiento al rojo gravitacional de 21 km/s de 40 Eridani B. [38]
El corrimiento al rojo de Sirio B finalmente fue medido por Greenstein et al. en 1971, obteniendo el valor del corrimiento al rojo gravitacional de 89±16 km/s, con mediciones más precisas del Telescopio Espacial Hubble que muestran 80,4±4,8 km/s. [39]
La teoría general de la relatividad incorpora la teoría especial de la relatividad de Einstein y, por lo tanto, las pruebas de la relatividad especial también prueban aspectos de la relatividad general. Como consecuencia del principio de equivalencia , la invariancia de Lorentz se mantiene localmente en sistemas de referencia que no giran y que caen libremente. Los experimentos relacionados con la relatividad especial de invariancia de Lorentz (es decir, cuando los efectos gravitacionales pueden despreciarse) se describen en las pruebas de relatividad especial .
La era moderna de probar la relatividad general se inició en gran medida gracias al impulso de Dicke y Schiff , quienes establecieron un marco para probar la relatividad general. [40] [41] [42] Destacaron la importancia no sólo de las pruebas clásicas, sino también de los experimentos nulos, que prueban efectos que en principio podrían ocurrir en una teoría de la gravitación, pero que no ocurren en la relatividad general. Otros desarrollos teóricos importantes incluyeron el inicio de teorías alternativas a la relatividad general , en particular, teorías escalares-tensoriales como la teoría de Brans-Dicke ; [43] el formalismo posnewtoniano parametrizado en el que se pueden cuantificar las desviaciones de la relatividad general; y el marco del principio de equivalencia .
Experimentalmente, los nuevos avances en la exploración espacial , la electrónica y la física de la materia condensada han hecho posibles experimentos precisos adicionales, como el experimento de Pound-Rebka, la interferometría láser y la telémetro lunar .
Las primeras pruebas de la relatividad general se vieron obstaculizadas por la falta de competidores viables para la teoría: no estaba claro qué tipo de pruebas la distinguirían de sus competidores. La relatividad general era la única teoría relativista de la gravedad conocida compatible con la relatividad especial y las observaciones. Además, es una teoría extremadamente simple y elegante. [¿ según quién? ] Esto cambió con la introducción de la teoría de Brans-Dicke en 1960. Podría decirse que esta teoría es más simple, ya que no contiene constantes dimensionales y es compatible con una versión del principio de Mach y la hipótesis de los grandes números de Dirac , dos ideas filosóficas que han influido en La historia de la relatividad. En última instancia, esto llevó al desarrollo del formalismo posnewtoniano parametrizado por Nordtvedt y Will , que parametriza, en términos de diez parámetros ajustables, todas las posibles desviaciones de la ley de gravitación universal de Newton al primer orden en la velocidad de los objetos en movimiento ( es decir, de primer orden en , donde v es la velocidad de un objeto y c es la velocidad de la luz). Esta aproximación permite analizar sistemáticamente las posibles desviaciones de la relatividad general en el caso de objetos que se mueven lentamente en campos gravitacionales débiles. Se han puesto muchos esfuerzos en limitar los parámetros posnewtonianos y las desviaciones de la relatividad general son actualmente muy limitadas.
Los experimentos que prueban las lentes gravitacionales y el retardo de tiempo de la luz limitan el mismo parámetro post-newtoniano, el llamado parámetro de Eddington γ, que es una parametrización sencilla de la cantidad de desviación de la luz por una fuente gravitacional. Es igual a uno para la relatividad general y toma valores diferentes en otras teorías (como la teoría de Brans-Dicke). Es el mejor restringido de los diez parámetros posnewtonianos, pero hay otros experimentos diseñados para limitar los demás. Las observaciones precisas del desplazamiento del perihelio de Mercurio limitan otros parámetros, al igual que las pruebas del principio de equivalencia fuerte.
Uno de los objetivos de la misión BepiColombo a Mercurio es probar la teoría de la relatividad general midiendo los parámetros gamma y beta del formalismo post-newtoniano parametrizado con alta precisión. [44] [45] El experimento es parte del Experimento científico de radio Mercury Orbiter (MÁS). [46] [47] La nave espacial se lanzó en octubre de 2018 y se espera que entre en órbita alrededor de Mercurio en diciembre de 2025.
Una de las pruebas más importantes es la lente gravitacional . Se ha observado en fuentes astrofísicas distantes, pero éstas están mal controladas y no se sabe cómo limitan la relatividad general. Las pruebas más precisas son análogas al experimento de Eddington de 1919: miden la desviación de la radiación de una fuente distante por parte del Sol. Las fuentes que pueden analizarse con mayor precisión son las fuentes de radio distantes . En particular, algunos cuásares son fuentes de radio muy potentes. La resolución direccional de cualquier telescopio está, en principio, limitada por la difracción; para los radiotelescopios este es también el límite práctico. Se obtuvo una mejora importante en la obtención de altas precisiones posicionales (de milisegundos de arco a microsegundos de arco) combinando radiotelescopios en toda la Tierra. La técnica se llama interferometría de base muy larga (VLBI). Con esta técnica las observaciones de radio acoplan la información de fase de la señal de radio observada en telescopios separados a grandes distancias. Recientemente, estos telescopios han medido la desviación de las ondas de radio por el Sol con una precisión extremadamente alta, confirmando la cantidad de desviación predicha por la relatividad general en el nivel del 0,03%. [48] En este nivel de precisión, los efectos sistemáticos deben tenerse cuidadosamente en cuenta para determinar la ubicación precisa de los telescopios en la Tierra. Algunos efectos importantes son la nutación , la rotación, la refracción atmosférica, el desplazamiento tectónico y los maremotos de la Tierra. Otro efecto importante es la refracción de las ondas de radio por la corona solar . Afortunadamente, este efecto tiene un espectro característico , mientras que la distorsión gravitacional es independiente de la longitud de onda. Por tanto, un análisis cuidadoso, utilizando mediciones a varias frecuencias, puede eliminar esta fuente de error.
Todo el cielo está ligeramente distorsionado debido a la desviación gravitacional de la luz causada por el Sol (excepto la dirección anti-Sol). Este efecto ha sido observado por el satélite astrométrico Hipparcos de la Agencia Espacial Europea . Midió las posiciones de unas 10 5 estrellas. Durante la misión completa sobreSe han determinado 3,5 × 10 6 posiciones relativas, cada una con una precisión típica de 3 milisegundos de arco (la precisión para una estrella de magnitud 8-9). Dado que la desviación de la gravitación perpendicular a la dirección Tierra-Sol ya es de 4,07 milisegundos de arco, se necesitan correcciones para prácticamente todas las estrellas. Sin efectos sistemáticos, el error en una observación individual de 3 milisegundos de arco podría reducirse mediante la raíz cuadrada del número de posiciones, lo que llevaría a una precisión de 0,0016 milisegundos de arco. Los efectos sistemáticos, sin embargo, limitan la precisión de la determinación al 0,3% (Froeschlé, 1997).
Lanzada en 2013, la nave espacial Gaia realizará un censo de mil millones de estrellas en la Vía Láctea y medirá sus posiciones con una precisión de 24 microsegundos de arco. Por lo tanto, también proporcionará nuevas y rigurosas pruebas de la desviación gravitacional de la luz causada por el Sol , que fue predicha por la relatividad general. [49]
Irwin I. Shapiro propuso otra prueba, más allá de las clásicas, que podría realizarse dentro del Sistema Solar. A veces se la denomina la cuarta prueba "clásica" de la relatividad general . Predijo un retraso relativista ( retraso de Shapiro ) en el tiempo de viaje de ida y vuelta de las señales de radar que se reflejan en otros planetas. [50] La mera curvatura de la trayectoria de un fotón que pasa cerca del Sol es demasiado pequeña para tener un efecto de retraso observable (cuando se compara el tiempo de ida y vuelta con el tiempo tomado si el fotón hubiera seguido una trayectoria recta), pero en general La relatividad predice un retraso de tiempo que se hace progresivamente mayor cuando el fotón pasa más cerca del Sol debido a la dilatación del tiempo en el potencial gravitacional del Sol. La observación de los reflejos del radar de Mercurio y Venus justo antes y después de ser eclipsados por el Sol concuerda con la teoría de la relatividad general en un nivel del 5%. [51]
Más recientemente, la sonda Cassini realizó un experimento similar que coincidió con la relatividad general en un nivel del 0,002%. [52] Sin embargo, los siguientes estudios detallados [53] [54] revelaron que el valor medido del parámetro gamma PPN se ve afectado por el efecto gravitomagnético causado por el movimiento orbital del Sol alrededor del baricentro del sistema solar. B. Bertotti postuló implícitamente que el efecto gravitomagnético en el experimento de radiociencia de Cassini tenía un origen relativista general puro, pero su valor teórico nunca ha sido probado en el experimento, lo que efectivamente hace que la incertidumbre experimental en el valor medido de gamma sea realmente mayor (por un factor de 10) que el 0,002% afirmado por B. Bertotti y sus coautores en Nature.
La interferometría de línea de base muy larga ha medido correcciones (gravitomagnéticas) dependientes de la velocidad del retardo de tiempo de Shapiro en el campo de Júpiter en movimiento [55] [56] y Saturno. [57]
El principio de equivalencia, en su forma más simple, afirma que las trayectorias de los cuerpos que caen en un campo gravitacional deben ser independientes de su masa y estructura interna, siempre que sean lo suficientemente pequeñas como para no perturbar el medio ambiente ni verse afectadas por fuerzas de marea . Esta idea ha sido probada con altísima precisión mediante los experimentos de equilibrio de torsión de Eötvös , que buscan una aceleración diferencial entre dos masas de prueba. Las limitaciones sobre esto y sobre la existencia de una quinta fuerza dependiente de la composición o interacción gravitacional de Yukawa son muy fuertes y se analizan en el principio de quinta fuerza y equivalencia débil .
Una versión del principio de equivalencia, llamada principio de equivalencia fuerte , afirma que los cuerpos que caen por autogravitación, como estrellas, planetas o agujeros negros (que se mantienen unidos por su atracción gravitacional) deben seguir las mismas trayectorias en un campo gravitacional. siempre que se cumplan las mismas condiciones. Esto se llama efecto Nordtvedt y se prueba con mayor precisión mediante el Experimento de medición de distancia con láser lunar . [58] [59] Desde 1969, ha medido continuamente la distancia desde varias estaciones de telémetro en la Tierra hasta reflectores en la Luna con una precisión de aproximadamente centímetros. [60] Estos han proporcionado una fuerte restricción a varios de los otros parámetros post-newtonianos.
Otra parte del principio de equivalencia fuerte es el requisito de que la constante gravitacional de Newton sea constante en el tiempo y tenga el mismo valor en todas partes del universo. Hay muchas observaciones independientes que limitan la posible variación de la constante gravitacional de Newton , [61] pero una de las mejores proviene de la telémetro lunar que sugiere que la constante gravitacional no cambia en más de una parte en 10 11 por año. La constancia de las otras constantes se analiza en la sección Principio de equivalencia de Einstein del artículo Principio de equivalencia.
La primera de las pruebas clásicas analizadas anteriormente, el corrimiento al rojo gravitacional , es una simple consecuencia del principio de equivalencia de Einstein y fue predicha por Einstein en 1907. Como tal, no es una prueba de la relatividad general del mismo modo que la prueba post-newtoniana. pruebas, porque cualquier teoría de la gravedad que obedezca el principio de equivalencia también debería incorporar el corrimiento al rojo gravitacional. Sin embargo, confirmar la existencia del efecto fue una importante justificación de la gravedad relativista, ya que la ausencia de corrimiento al rojo gravitacional habría contradicho fuertemente la relatividad. La primera observación del corrimiento al rojo gravitacional fue la medición del desplazamiento en las líneas espectrales de la estrella enana blanca Sirio B por Adams en 1925, discutida anteriormente, y mediciones posteriores de otras enanas blancas. Sin embargo, debido a la dificultad de la medición astrofísica, era preferible la verificación experimental utilizando una fuente terrestre conocida.
La verificación experimental del corrimiento al rojo gravitacional utilizando fuentes terrestres tomó varias décadas, porque es difícil encontrar relojes (para medir la dilatación del tiempo ) o fuentes de radiación electromagnética (para medir el corrimiento al rojo) con una frecuencia que se conozca lo suficientemente bien como para que el efecto pueda medirse con precisión. . Esto se confirmó experimentalmente por primera vez en 1959 mediante mediciones del cambio de longitud de onda de los fotones de rayos gamma generados con el efecto Mössbauer , que genera radiación con un ancho de línea muy estrecho. El experimento de Pound-Rebka midió el corrimiento al rojo relativo de dos fuentes situadas en la parte superior e inferior de la torre Jefferson de la Universidad de Harvard. [62] [63] El resultado estuvo en excelente acuerdo con la relatividad general. Este fue uno de los primeros experimentos de precisión que probaron la relatividad general. Posteriormente, Pound y Snider mejoraron el experimento hasta superar el nivel del 1%. [64]
El desplazamiento hacia el azul de un fotón que cae se puede encontrar suponiendo que tiene una masa equivalente en función de su frecuencia (donde h es la constante de Planck ) junto con , como resultado de la relatividad especial. Deducciones tan simples ignoran el hecho de que en la relatividad general el experimento compara velocidades de reloj, en lugar de energías. En otras palabras, la "energía superior" del fotón después de su caída puede atribuirse de manera equivalente al funcionamiento más lento de los relojes en las profundidades del pozo de potencial gravitacional. Para validar completamente la relatividad general, es importante demostrar también que la velocidad de llegada de los fotones es mayor que la velocidad a la que se emiten. En 1976 se realizó un experimento de corrimiento al rojo gravitacional muy preciso, que trata este tema, [65] en el que se lanzó un reloj máser de hidrógeno en un cohete a una altura de 10.000 km, y se comparó su velocidad con la de un reloj idéntico en tierra. Probó el corrimiento al rojo gravitacional al 0,007%.
Aunque el Sistema de Posicionamiento Global (GPS) no está diseñado como una prueba de física fundamental, debe tener en cuenta el corrimiento al rojo gravitacional en su sistema de sincronización, y los físicos han analizado los datos de sincronización del GPS para confirmar otras pruebas. Cuando se lanzó el primer satélite, algunos ingenieros se resistieron a la predicción de que se produciría una notable dilatación del tiempo gravitacional, por lo que el primer satélite se lanzó sin el ajuste de reloj que luego se incorporó a los satélites posteriores. Mostró el cambio previsto de 38 microsegundos por día. Esta tasa de discrepancia es suficiente para perjudicar sustancialmente la función del GPS en cuestión de horas si no se tiene en cuenta. En Ashby 2003 se puede encontrar una excelente descripción del papel desempeñado por la relatividad general en el diseño del GPS. [66]
Otras pruebas de precisión de la relatividad general, [67] que no se analizan aquí, son el satélite Gravity Probe A , lanzado en 1976, que demostró que la gravedad y la velocidad afectan la capacidad de sincronizar las velocidades de los relojes que orbitan una masa central y el experimento Hafele-Keating . que utilizó relojes atómicos en aviones que circunnavegaban para probar la relatividad general y la relatividad especial juntas. [68] [69]
Con los satélites LAGEOS se han realizado pruebas de la precesión Lense-Thirring , que consiste en pequeñas precesiones seculares de la órbita de una partícula de prueba en movimiento alrededor de una masa central en rotación, por ejemplo, un planeta o una estrella, [70] pero muchas Algunos aspectos de ellos siguen siendo controvertidos. El mismo efecto puede haberse detectado en los datos de la nave espacial Mars Global Surveyor (MGS), una antigua sonda en órbita alrededor de Marte ; También una prueba de este tipo suscitó un debate. [71] También se han informado recientemente sobre los primeros intentos de detectar el efecto Lente-Thirring del Sol en el perihelio de los planetas interiores . El arrastre de cuadros causaría que el plano orbital de las estrellas que orbitan cerca de un agujero negro supermasivo tuviera precesión alrededor del eje de giro del agujero negro. Este efecto debería poder detectarse en los próximos años mediante el seguimiento astrométrico de las estrellas en el centro de la Vía Láctea . [72] Comparando la tasa de precesión orbital de dos estrellas en órbitas diferentes, es posible en principio probar los teoremas de la relatividad general sin pelo . [73]
El satélite Gravity Probe B , lanzado en 2004 y en funcionamiento hasta 2005, detectó el frame-dragging y el efecto geodésico . El experimento utilizó cuatro esferas de cuarzo del tamaño de pelotas de ping pong recubiertas con un superconductor. El análisis de datos continuó durante 2011 debido a los altos niveles de ruido y las dificultades para modelar el ruido con precisión para poder encontrar una señal útil. Los investigadores principales de la Universidad de Stanford informaron el 4 de mayo de 2011 que habían medido con precisión el efecto de arrastre de cuadros en relación con la estrella distante IM Pegasi , y los cálculos demostraron estar en línea con la predicción de la teoría de Einstein. Los resultados, publicados en Physical Review Letters, midieron el efecto geodésico con un error de aproximadamente el 0,2 por ciento. Los resultados informaron que el efecto de arrastre de cuadros (causado por la rotación de la Tierra) sumó 37 milisegundos de arco con un error de aproximadamente el 19 por ciento. [74] El investigador Francis Everitt explicó que un miliarcosegundo "es el ancho de un cabello humano visto a una distancia de 10 millas". [75]
En enero de 2012, se lanzó el satélite LARES en un cohete Vega [76] para medir el efecto Lense-Thirring con una precisión de aproximadamente el 1%, según sus defensores. [77] Esta evaluación de la precisión real que se puede obtener es un tema de debate. [78] [79] [80]
Es posible comprobar si el potencial gravitacional continúa con la ley del cuadrado inverso a distancias muy pequeñas. Hasta ahora, las pruebas se han centrado en una divergencia con respecto a GR en forma de potencial de Yukawa , pero no se ha encontrado ninguna evidencia de un potencial de este tipo. El potencial de Yukawa se ha descartado hasta m. [81]
Fue concebido como un medio para medir el efecto de dilatación del tiempo en la Tierra después de haber sido motivado por el principio de equivalencia de Einstein que implica que un observador en rotación estará sujeto a las mismas transformaciones que un observador en un campo gravitacional. [82] Los experimentos con rotores de Mössbauer permiten, por tanto, una prueba terrestre precisa del efecto Doppler relativista . Desde una fuente radiactiva fijada en el centro de un disco o varilla giratoria, los rayos gamma viajan hasta un absorbente en el borde (en algunas variaciones del experimento, este esquema se invirtió) y un número no absorbido de ellos pasa a través de él, dependiendo de la velocidad de rotación para llegar a un mostrador estacionario ( es decir , un detector de cuantos gamma que descansa en el marco del laboratorio). En lugar de la hipótesis del reloj , la relatividad general de Einstein predice que el reloj del absorbente en movimiento en el borde debería retrasarse en una cantidad específica debido a la dilatación del tiempo debido únicamente a la unión centrífuga en comparación con un absorbente en reposo. Por lo tanto, la transmisión de fotones gamma a través del absorbente debería aumentar durante la rotación, lo que puede medirse posteriormente mediante el contador estacionario situado más allá del absorbente. En realidad, esta predicción se observó utilizando el efecto Mössbauer , ya que el principio de equivalencia, tal como lo sugirió originalmente Einstein, permite implícitamente la asociación de la dilatación del tiempo debida a la rotación (calculada como resultado del cambio en la velocidad de conteo del detector) con la dilatación del tiempo gravitacional. . Estos experimentos fueron iniciados por Hay et al. (1960), [83] Champeney et al. (1965), [84] y Kündig (1963), [85] y todos ellos habían declarado la confirmación de la predicción de la teoría de la relatividad de Einstein.
Sea como fuere, un reexamen de estos esfuerzos a principios del siglo XXI puso en duda la validez de los resultados obtenidos en el pasado que afirmaban haber verificado la dilatación del tiempo tal como lo predijo la teoría de la relatividad de Einstein, [ 86] [87] mediante la cual se llevaron a cabo nuevos experimentos. descubrió que descubrió un cambio de energía adicional entre la radiación emitida y absorbida junto a la clásica dilatación relativista del tiempo. [88] [89] Este descubrimiento se explicó primero como un desacreditamiento de la relatividad general y una confirmación exitosa a escala de laboratorio de las predicciones de una teoría alternativa de la gravedad desarrollada por T. Yarman y sus colegas. [90] Frente a este desarrollo, se hizo un intento polémico de explicar el cambio de energía adicional revelado como resultado de un efecto de sincronización del reloj hasta ahora desconocido y supuestamente perdido , [91] [92] que fue premiado inusualmente en 2018 por el Gravity Research Foundation por haber conseguido una nueva prueba de la relatividad general . [93] Sin embargo, en el mismo período, se reveló que dicho autor cometió varios errores matemáticos en sus cálculos, [94] y la supuesta contribución de la llamada sincronización del reloj a la dilatación del tiempo medida es en realidad prácticamente nula. [95] [96] [97] [98] [99] [100] Como consecuencia, una explicación relativista general para los resultados de los experimentos con rotores de Mössbauer permanece abierta.
Los campos gravitacionales muy fuertes que están presentes cerca de los agujeros negros , especialmente aquellos agujeros negros supermasivos que se cree que alimentan los núcleos galácticos activos y los quásares más activos , pertenecen a un campo de intensa investigación activa. Las observaciones de estos cuásares y núcleos galácticos activos son difíciles, y la interpretación de las observaciones depende en gran medida de modelos astrofísicos distintos de la relatividad general o teorías fundamentales de la gravitación en competencia , pero son cualitativamente consistentes con el concepto de agujero negro modelado en la relatividad general.
Los púlsares son estrellas de neutrones que giran rápidamente y emiten pulsos de radio regulares a medida que giran. Como tales, actúan como relojes que permiten un seguimiento muy preciso de sus movimientos orbitales. Todas las observaciones de púlsares en órbita alrededor de otras estrellas han demostrado importantes precesiones en el periapsis que no pueden explicarse de forma clásica, pero sí mediante el uso de la relatividad general. Por ejemplo, el púlsar binario Hulse-Taylor PSR B1913+16 (un par de estrellas de neutrones en las que una se detecta como púlsar) tiene una precesión observada de más de 4° de arco por año (el desplazamiento del periastrón por órbita es de sólo unos 10 −6 ). Esta precesión se ha utilizado para calcular las masas de los componentes.
De manera similar a la forma en que los átomos y las moléculas emiten radiación electromagnética, una masa gravitante que se encuentra en vibración de tipo cuadrupolo o de orden superior, o que es asimétrica y en rotación, puede emitir ondas gravitacionales. [101] Se predice que estas ondas gravitacionales viajarán a la velocidad de la luz . Por ejemplo, los planetas que orbitan alrededor del Sol pierden constantemente energía a través de la radiación gravitacional, pero este efecto es tan pequeño que es poco probable que se observe en un futuro próximo (la Tierra irradia alrededor de 200 vatios de radiación gravitacional ).
La radiación de ondas gravitacionales se ha inferido del binario Hulse-Taylor (y otros púlsares binarios). [102] La sincronización precisa de los pulsos muestra que las estrellas orbitan sólo aproximadamente según las leyes de Kepler : con el tiempo, gradualmente van en espiral una hacia la otra, demostrando una pérdida de energía en estrecha concordancia con la energía predicha irradiada por las ondas gravitacionales. [103] [104] Por su descubrimiento del primer púlsar binario y por medir su desintegración orbital debido a la emisión de ondas gravitacionales, Hulse y Taylor ganaron el Premio Nobel de Física de 1993 . [105]
Un "doble púlsar" descubierto en 2003, PSR J0737-3039 , tiene una precesión periastrón de 16,90° por año; a diferencia del binario Hulse-Taylor, ambas estrellas de neutrones se detectan como púlsares, lo que permite sincronizar con precisión ambos miembros del sistema. Debido a esto, la órbita estrecha, el hecho de que el sistema está casi de canto y la velocidad transversal muy baja del sistema visto desde la Tierra, J0737-3039 proporciona, con diferencia, el mejor sistema para pruebas de relatividad general de campo fuerte. conocido hasta el momento. Se observan varios efectos relativistas distintos, incluida la desintegración orbital como en el sistema Hulse-Taylor. Después de observar el sistema durante dos años y medio, fueron posibles cuatro pruebas independientes de la relatividad general; la más precisa (el retraso de Shapiro) confirmó la predicción de la relatividad general dentro del 0,05% [106] (sin embargo, el desplazamiento del periastrón por órbita es sólo de aproximadamente 0,0013 % de un círculo y por lo tanto no es una prueba de relatividad de orden superior).
En 2013, un equipo internacional de astrónomos informó nuevos datos de la observación de un sistema púlsar-enana blanca PSR J0348+0432 , en los que pudieron medir un cambio en el período orbital de 8 millonésimas de segundo por año, y confirmaron GR predicciones en un régimen de campos gravitacionales extremos nunca antes explorados; [107] pero todavía hay algunas teorías en competencia que estarían de acuerdo con estos datos. [108]
Se han construido varios detectores de ondas gravitacionales con la intención de detectar directamente las ondas gravitacionales que emanan de eventos astronómicos como la fusión de dos estrellas de neutrones o agujeros negros . En febrero de 2016, el equipo Advanced LIGO anunció que habían detectado directamente ondas gravitacionales de una fusión de agujeros negros binarios estelares , [1] [109] [110] y se anunciaron detecciones adicionales en junio de 2016, junio de 2017 y agosto de 2017. [2 ] [111]
La relatividad general predice ondas gravitacionales, al igual que cualquier teoría de la gravitación en la que los cambios en el campo gravitacional se propagan a una velocidad finita. [112] Entonces, la función de respuesta LIGO podría discriminar entre las diversas teorías. [113] [114] Dado que las ondas gravitacionales se pueden detectar directamente, [1] [110] es posible utilizarlas para aprender sobre el Universo. Esta es la astronomía de ondas gravitacionales . La astronomía de ondas gravitacionales puede comprobar la relatividad general verificando que las ondas observadas tengan la forma predicha (por ejemplo, que sólo tengan dos polarizaciones transversales) y comprobando que los agujeros negros son los objetos descritos por las soluciones de las ecuaciones de campo de Einstein . [115] [116] [117]
La astronomía de ondas gravitacionales también puede probar las ecuaciones de campo de Maxwell-Einstein. Esta versión de las ecuaciones de campo predice que los magnetares giratorios (es decir, estrellas de neutrones con un campo dipolar magnético extremadamente fuerte) deberían emitir ondas gravitacionales. [118]
"Estas asombrosas observaciones son la confirmación de muchos trabajos teóricos, incluida la teoría general de la relatividad de Einstein, que predice ondas gravitacionales", dijo Stephen Hawking. [1]
La galaxia M87 fue objeto de observación por parte del Telescopio del Horizonte de Sucesos (EHT) en 2017; La edición del 10 de abril de 2019 de Astrophysical Journal Letters (vol. 875, n.° 1) se dedicó a los resultados del EHT y publicó seis artículos de acceso abierto . El EHT tomó imágenes directamente del horizonte de sucesos del agujero negro en el centro de M87 en la longitud de onda de las ondas de radio; La imagen fue revelada en una conferencia de prensa el 10 de abril de 2019, la primera imagen del horizonte de sucesos de un agujero negro. [120] [119] En mayo de 2022, el EHT proporcionó la primera imagen del agujero negro supermasivo Sagitario A* en el centro de nuestra propia galaxia, la Vía Láctea.
El corrimiento al rojo gravitacional de la luz de la estrella S2 que orbita el agujero negro supermasivo Sagitario A* en el centro de la Vía Láctea se ha medido con el Very Large Telescope utilizando instrumentos GRAVITY, NACO y SIFONI. [121] [122] Además, ahora se ha detectado la precesión de Schwarzschild en la órbita de la estrella S2 cerca del enorme agujero negro del centro galáctico. [123]
El principio de equivalencia fuerte de la relatividad general requiere que la universalidad de la caída libre se aplique incluso a cuerpos con fuerte autogravedad. Las pruebas directas de este principio utilizando cuerpos del Sistema Solar están limitadas por la débil autogravedad de los cuerpos, y las pruebas utilizando sistemas binarios púlsar-enana blanca se han visto limitadas por la débil atracción gravitacional de la Vía Láctea. Con el descubrimiento de un sistema estelar triple llamado PSR J0337+1715 , situado a unos 4.200 años luz de la Tierra, el principio de equivalencia fuerte podrá comprobarse con gran precisión. Este sistema contiene una estrella de neutrones en una órbita de 1,6 días con una estrella enana blanca , y el par en una órbita de 327 días con otra enana blanca más lejana. Este sistema permite realizar una prueba que compara cómo la atracción gravitacional de la enana blanca exterior afecta al púlsar, que tiene una fuerte autogravedad, y a la enana blanca interior. El resultado muestra que las aceleraciones del púlsar y su compañera enana blanca cercana difieren fraccionalmente en no más de 2,6 × 10 −6 ( nivel de confianza del 95% ). [124] [125] [126]
Esta técnica se basa en la idea de que las trayectorias de los fotones se modifican en presencia de un cuerpo gravitacional. Un sistema astrofísico muy común en el universo es un agujero negro rodeado por un disco de acreción . La radiación del entorno general, incluido el disco de acreción, se ve afectada por la naturaleza del agujero negro central. Suponiendo que la teoría de Einstein sea correcta, los agujeros negros astrofísicos se describen mediante la métrica de Kerr. (Una consecuencia de los teoremas de la falta de pelo .) Por lo tanto, al analizar la radiación de tales sistemas, es posible probar la teoría de Einstein.
La mayor parte de la radiación de estos sistemas de discos de acreción de agujeros negros (por ejemplo, binarios de agujeros negros y núcleos galácticos activos ) llega en forma de rayos X. Cuando se modela, la radiación se descompone en varios componentes. Las pruebas de la teoría de Einstein son posibles con el espectro térmico (sólo para los binarios de agujeros negros) y el espectro de reflexión (tanto para los binarios de agujeros negros como para los núcleos galácticos activos). No se espera que el primero proporcione fuertes limitaciones, [127] mientras que el segundo es mucho más prometedor. [128] En ambos casos, las incertidumbres sistemáticas podrían hacer que tales pruebas sean más desafiantes. [129]
Las pruebas de relatividad general a escalas más grandes no son tan estrictas como las pruebas del Sistema Solar. [130] La primera prueba de este tipo fue la predicción y el descubrimiento de la expansión del universo . [131] En 1922, Alexander Friedmann descubrió que las ecuaciones de Einstein tienen soluciones no estacionarias (incluso en presencia de la constante cosmológica ). [132] [133] En 1927, Georges Lemaître demostró que las soluciones estáticas de las ecuaciones de Einstein, que son posibles en presencia de la constante cosmológica, son inestables y, por lo tanto, el universo estático imaginado por Einstein no podría existir (debe expandirse o contrato). [132] Lemaître hizo una predicción explícita de que el universo debería expandirse. [134] También derivó una relación corrimiento al rojo-distancia, que ahora se conoce como la Ley de Hubble . [134] Más tarde, en 1931, el propio Einstein estuvo de acuerdo con los resultados de Friedmann y Lemaître. [132] La expansión del universo descubierta por Edwin Hubble en 1929 [132] fue entonces considerada por muchos (y sigue siendo considerada por algunos ahora) como una confirmación directa de la relatividad general. [135] En la década de 1930, en gran parte debido al trabajo de EA Milne , se dio cuenta de que la relación lineal entre el corrimiento al rojo y la distancia se deriva del supuesto general de uniformidad e isotropía más que específicamente de la relatividad general. [131] Sin embargo, la predicción de un universo no estático no fue trivial, de hecho dramática, y estuvo motivada principalmente por la relatividad general. [136]
Algunas otras pruebas cosmológicas incluyen búsquedas de ondas gravitacionales primordiales generadas durante la inflación cósmica , que pueden detectarse en la polarización del fondo cósmico de microondas [137] o mediante un interferómetro de ondas gravitacionales espacial propuesto llamado Big Bang Observer . Otras pruebas con un alto corrimiento al rojo son las limitaciones de otras teorías de la gravedad, [138] [139] y la variación de la constante gravitacional desde la nucleosíntesis del Big Bang (no varió más del 40% desde entonces). [ cita necesaria ]
En agosto de 2017, se publicaron los resultados de las pruebas realizadas por astrónomos utilizando el Very Large Telescope (VLT) del Observatorio Europeo Austral , entre otros instrumentos, que demostraron positivamente los efectos gravitacionales predichos por Albert Einstein. Una de estas pruebas observó la órbita de las estrellas que giran alrededor de Sagitario A* , un agujero negro aproximadamente 4 millones de veces más masivo que el sol. La teoría de Einstein sugería que los objetos grandes curvan el espacio a su alrededor, provocando que otros objetos se desvíen de las líneas rectas que de otro modo seguirían. Aunque estudios anteriores han validado la teoría de Einstein, esta era la primera vez que su teoría se probaba en un objeto tan gigantesco. Los hallazgos fueron publicados en The Astrophysical Journal . [140] [141]
Los astrónomos, utilizando el Telescopio Espacial Hubble y el Very Large Telescope, han realizado pruebas precisas de la relatividad general a escalas galácticas. La galaxia cercana ESO 325-G004 actúa como una fuerte lente gravitacional, distorsionando la luz de una galaxia distante detrás de ella para crear un anillo de Einstein alrededor de su centro. Al comparar la masa de ESO 325-G004 (a partir de mediciones de los movimientos de las estrellas dentro de esta galaxia) con la curvatura del espacio a su alrededor, los astrónomos descubrieron que la gravedad se comporta según lo predicho por la relatividad general en estas escalas de longitud astronómicas. [142] [143]
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