Einsteinova teorija opšte relativnosti prošla je svaki test kojem je ikada bila podvrgnuta. Ipak, postoje najmanje četiri dobra razloga za mišljenje da je teorija nepotpuna i da će je na kraju morati opovrgnuti na isti način kao što je to bio slučaj s Newtonovom. Prvo, opšta relativnost predviđa vlastiti kraj; ona se raspada u singularitetima , područjima gde zakrivljenost prostor-vremena postaje beskonačna i jednadžbe polja se više ne mogu primeniti. Ovo se ne može odbaciti kao puke akademske zanimljivosti, jer se očigledno javljaju u stvarnom svemiru ako vredi opšta relativnost. Teorijski rad Stephena Hawkinga i drugih dokazao je da se singulariteti moraju formirati u konačnom vremenu (svemir je nužno "geodetski nepotpun"), uz samo vrlo generičke pretpostavke poput pozitivnosti energije. Dva mesta gdde očekujemo da ih pronađemo su Veliki prasak i unutar crnih rupa poput one u središtu Mlečnog puta. Ako želimo u potpunosti razumeti ove fenomene, onda se opšta relativnost mora na neki način modifikovati ili proširiti.
Drugo, tu je pitanje kosmologije. Pod razumnim pretpostavkama da je svemir na velikim skalama homogen i izotropan (isti na svim mestima i u svim smerovima), što sugerišu posmatranja u kombinaciji s Kopernikanskim principom, opšta relativnost dovela je do stvaranja kosmološke teorije poznate kao teorija Velikog praska. Ova teorija je postigla neke spektakularne uspehe; na primer, predviđanje kosmičkog mikrovalnog pozadinskog zračenja, proračun količine lakih elemenata i osnovu za razumevanje porekla strukture u svemiru. Također ima neke slabosti, posebno one koje uključuju fino podešene početne uslove ("problemi ravnosti" i "problemi horizonta").
Još je zabrinjavajuće to što je u poslednjim decenijama postalo nemoguće uskladiti predviđanja kosmologije Velikog praska s posmatranjima, osim ako se tanka gustina materije koja se posmatra u svemiru (tj. ona koja se može videti emisijom ili apsorpcijom svetlosti ili zaključiti iz konzistentnosti sa sintezom svetlosnih elemenata) ne dopuni mnogo većim količinama nevidljive tamne materije i tamne energije koje se ne mogu sastojati ni od čega u standardnom modelu fizike čestica. Zapažanja su prilično jasna: potrebna egzotična tamna materija ima gustinu oko pet puta veću od materije standardnog modela, a potrebna tamna energija ima gustinu energije oko tri puta veću. Do danas ne postoje direktni eksperimentalni dokazi za postojanje bilo koje komponente, a postoje jaki teorijski razlozi ("problem kosmološke konstante") za sumnju posebno u tamnu energiju. Također ne postoji uverljivo objašnjenje zašto bi dva nova i još uvek neopažana oblika materije-energije trebala biti tako blisko usklađena po gustini energije ("problem slučajnosti"). Dok većina kosmologa izgleda spremna prihvatiti i tamnu materiju i tamnu energiju kao neophodne, iako neugledne činjenice života, drugi ih počinju tumačiti kao mogući dokaz sloma opšte relativnosti na velikim udaljenostima i/ili malim ubrzanjima.
Treće, postojeći testovi opšt relativnosti bili su ograničeni na slaba gravitacijska polja (ili umerena u slučaju binarnog pulsara). Velika iznenađenja u ovom režimu bila bi iznenađujuća, budući da se Einsteinova teorija u granici slabog polja slaže s Newtonovom, a znamo da Newtonova gravitacija funkcioniše prilično dobro. Ali iznenađenja su sasvim moguća, pa čak i verovatna, u režimu jakog polja. Razlog zašto je to tako usko je povezan s četvrtom motivacijom za nastavak testiranja Einsteinove teorije: opšta relativnost kakva je sada nekompatibilna je s ostatkom fizike (tj. "standardnim modelom" zasnovanim na kvantnoj teoriji polja). Problem je samo deelimično posledica činjenice da gravitacijsko polje nosi energiju i stoga "privlači samo sebe"; to čini teoriju nelinearnom i težom, ali ne nužno nemogućom za kvantizaciju. (Yang-Millsova polja također poseduju samosprezanja, ali su savršeno kvantifikabilna.) Dublji problem nije nelinearnost, već nerenormalizacija, koja je inherentna samoj fizičkoj dimenzionalnosti gravitacije (tj. činjenici da se gravitacijsko polje spreže s masom, a ne s bilo kojom drugom vrstom "naboja"). Jezikom teorije polja, kvantizacija gravitacije zahteva beskonačan broj parametara renormalizacije. Opšteprihvaćeno je mišljenje da su naše trenutne teorije gravitacije i/ili drugih interakcija samo približne "efektivne teorije polja" koje će se na kraju smatrati graničnim slučajevima ujedinjene teorije u kojoj sve četiri sile postaju usporedive po snazi pri vrlo visokim energijama. Ali ne postoji konsenzus o tome da li se opšta relativnost ili fizika čestica - ili obe - moraju modifikovati, a kamoli kako. Eksperimentalni podaci mogu biti naš jedini vodič za ujedinjenje, poslednji veliki preostali problem u teorijskoj fizici.
Princip ekvivalencije
Gravitacijski eksperimenti mogu se podeliti na dve vrste: one koji testiraju fundamentalne principe i one koji testiraju pojedinačne teorije, uključujući opu relativnost. Fundamentalni principi uključuju osnovne aksiome kao što su lokalna invarijantnost položaja (ili LPI; ishod bilo kojeg eksperimenta treba biti nezavisan od mesta ili vremena izvođenja) i lokalna Lorentzova invarijantnost (ili LLI; ishod bilo kojeg eksperimenta treba biti nezavisan od brzine slobodno padajućeg referentnog sistema u kojem se izvodi), o čemu ovde nećemo raspravljati. Fundamentalni princip koji ima najdirektniju fizičku relevantnost za opštu relativnost je princip ekvivalencije, koji tvrdi da je gravitacija lokalno ekvivalentna ubrzanju. U praktičnom smislu, to znači da različita tela koja padaju trebaju slediti istu putanju u istom gravitacijskom polju, neovisno o svojoj masi ili unutrašnjoj strukturi, pod uslovom da su dovoljno mala da ne poremete okolinu ili da na njih ne utiču plimne sile. Da bi se testirao ovaj princip, objekti različite mase ili sastava ispuštaju se u isto gravitacijsko polje i traže se razlike u brzini pada. Takvi eksperimenti imaju dugu i fascinantnu istoriju.
Grčki filozof Aristotel nije video potrebu da ih uopšte radi; samim razumom je znao da veća masa "mora" padati brže od lake, budući da je priroda elemenata sličnih Zemlji da teže prema centru svemira. Njegov autoritet je bio takav da ne postoje zapisi o tome da je iko zapravo testirao ovo predviđanje sve do skoro deset vekova kasnije (6. vek nove ere) kada je bizantski naučnik Jovan Filopon u komentaru o Aristotelu napisao:
"Ako pustite da padnu sa iste visine dva utega od kojih je jedan mnogo puta teži od drugog, viddćete da odnos vremena potrebnog za kretanje ne zavisi od odnosa utega, već da je razlika u vremenu vrlo mala" (kurziv dodan)."
Prvi koji je opisao stvarni eksperiment u modernom smislu bio je flamanski inženjer Simon Stevin (1548/9-1620), koji je 1586. godine napisao:
"Moje iskustvo protiv Aristotela je sledeće.... Uzmimo... dve olovne kugle, jednu deset puta veću i težu od druge, i spustimo ih zajedno s visine od 9 metara na dasku... Tada će se pokazati da lakša neće biti deset puta duža na svom putu od teže, već da će pasti zajedno na dasku tako istovremeno da će njihova dva zvuka izgledati kao jedan" (kurziv dodan)."
Nekoliko godina kasnije Galileo Galilei (1564-1642) opisao je sličan eksperiment koji je uključivao topovsku kuglu i mušketnu kuglu. Suprotno gotovo opštem mišljenju, nije tvrdio da je ove kugle bacio s Kosog tornja u Pizi; ta priča dolazi od njegovog poslednjeg učenika i biografa i njena autentičnost je daleko od sigurne. Ono što je sigurno jeste da je Galileo razumeo važnost ovog testa bolje od bilo koga pre njega. Koristio je razne materijale, uključujući zlato, olovo, bakar i kamen, te je poboljšao eksperiment kotrljajući svoje testne mase niz nagnute stolove (kako bi razredio gravitaciju) i na kraju koristeći klatna (kako bi smanjio trenje). U Raspravama i matematičkim demonstracijama o dvema novim naukama (1638) zaključio je da "Ako bi se moglo potpuno uklonite otpor sredine, sve supstance bi padale jednakim brzinama".
Mnogi ljudi su od tada poboljšali ove testove, a najznačajniji su Isaac Newton (1643-1727) i Loránd Eötvös (1848-1919).
Newton je poboljšao Galilejeve eksperimente s klatnom i s karakterističnom briljantnošću uočio da nebeska tela također mogu poslužiti kao testne mase (posebno je proverio da Zemlja i Mesec, kao i Jupiter i njegovi sateliti, padaju prema Suncu istom brzinom). Newtonovu ideju je ponovo uveo Kenneth Nordtvedt kao test principa ekvivalencije 1970-ih, a sada pruža jedno od dva najjača ograničenja mogućih kršenja ekvivalencije: Zemlja (s jezgrom od nikla i gvožđa) i Mesec (sastavljen uglavnom od silikata, poput Zemljinog plašta) padaju prema Suncu s ubrzanjima koja se razlikuju za najviše 3 dela u 10^ 13 . Ova tačnost je omogućena laserskim merenjima udaljenosti na Mesecu koja koriste reflektore koje su astronauti Apolla ostavili na površini Meseca.
Eötvösova inovacija bila je uvođenje upotrebe torzione vage, koja je omogućila poboljšanje osetljivosti za šest redova veličine u odnosu na Newtonove testove s klatnom, dostižući preciznost od 5 delovs u 10⁻⁹ . Torzione vage su i danas osnova za najbolje zemaljske granice kršenja principa ekvivalencije; najbolje takve granice (od Erica Adelbergera i njegovih saradnika) identične su onima dobijenim nebeskom metodom i ograničavaju svaku razliku između ubrzanja različitih testnih masa na manje od 3 dels u 10⁻¹³ . Druge vrste eksperimenata principa ekvivalencije koji koriste lasersku atomsku interferometriju za merenje razlika u brzini pada izotopa različitih atomskih masa mogli bi u budućnosti dostići još veću preciznost. Međutim, zemaljski testovi principa ekvivalencije podložni su fundamentalnim ograničenjima koja nameću seizmička buka, plimni efekti i sistematske nesigurnosti u modeliranju Meseca. Verovatno je da će daljnja značajna povećanja preciznosti zahtevati odlazak u svemir.
Jedan takav eksperiment, Satelitski test principa ekvivalencije (STEP), trenutno se razvija na Univerzitetu Stanford s dizajnerskom osetljivošću od jednog dela u 1018 , što je poboljšanje od više od pet redova veličine u odnosu na trenutna ograničenja. Na ovom nivou, eksperiment principa ekvivalencije sposoban je testirati ne samo opštu relativnost, već i teorije koje je idu dalje i pokušavaju ujediniti gravitaciju s drugim silama prirode, uključujući verzije kvantne gravitacije, teorije struna i kvintesencijske kosmologije. STEP će naslediti neke od ključnih tehnologija koje je dokazala Gravity Probe B, uključujući kontrolu bez otpora i sistem očitavanja zasnovan na SQUID-ovima (superprovodljivim kvantnim interferencijskim uređajima).
Gravitacijski crbeni pomak
Ovo je bio prvi eksperimentalni test gravitacije koji je Einstein predložio i često se naziva jednim od "tri klasična testa" opšte relativnosti. Međutim, postojanje efekta gravitacionog crvenog pomaka proizlazi samo iz principa ekvivalencije, tako da to nije test opšte relativnosti per se i ispravnije ga je grupisati s fundamentalnim testovima. (Neki su ga nazvali "polu-testom" u Einsteinovim "dva i po klasična testa" opšte relativnosti.) Sat u gravitacijskom polju je, prema principu ekvivalencije, nerazlučiv od identičnog u ubrzanom referentnom sistemu. Gravitacioni crveni pomak je stoga ekvivalentan Dopplerovom pomaku između dva ubrzavajuća referentna sistema. Prvo precizno merenje ovog efekta izvršili su RV Pound, GA Rebka i JL Snider 1960-ih koristeći frekventni pomak između dva atomska "sata" koji se kreću gore-dole unutar Jeffersonovog tornja Univerziteta Harvard. Koristili su osetljiv fenomen nazvan Mössbauerov efekat kako bi izmerili ovaj pomak s tačnošću od oko 1%.
Fičar Kip Thorne opisuje eksperiment Gravity Probe A
Slična tačnost postignuta je eksperimentima upoređujući satove na Zemlji sa onima na svemirskim letelicama kao što su Voyager (u Saturnovom gravitacijskom polju) ili Galileo (u polju Sunca). Drugi eksperimentatori su tražili pomak spektralnih linija u gravitacijskom polju Sunca, pokušaj koji je dugi niz godina bio osujećen solarnim "efektima limba". Linije tripleta kisika konačno su omogućile detekciju od 2% od strane Jamesa LoPresta i saradnika 1991. godine. Drugi test upoređuje zemaljske satove sa visoko stabilnim astronomskim "satovima" poznatim kao pulsari; ovo daje tačnost od oko 10%. Najprecizniji test gravitacijskog crvenog pomaka do danas proveli su Robert Vessot i Martin Levine 1976. godine i poznat je kao Gravity Probe A. Uporedio je sat na vodikovom maseru na Zemlji sa identičnim podignutim u orbitu na oko 10000 km i potvrdio teorijska očekivanja sa tačnošću od 0,02%.
Vessot i Levine
Zanimljivo je primetiti da sistem Globalnog pozicionog sistema (GPS), iako nije namenjen niti korišten kao test opšte relativnosti, efektivno služi kao potvrda efekta gravitacionog crvenog pomaka. Da bi dostigli svoju specificiranu (civilnu) navigacijsku tačnost od oko 15 m, GPS sateliti moraju koordinisati svoje vremenske signale u roku od oko 50 nanosekundi, što je preciznost skoro 1000 puta manja od veličine efekta gravitacionog crvenog pomaka (skoro 40 mikrosekundi na njihovoj radnoj visini od 20.000 km). Da nisu uzeli u obzir Einsteinovu teoriju, GPS tragači u kokpitima aviona bi pogrešili kilometrima u roku od jednog dana!
Pomicanje perihela Merkura
Merkur je Einsteinu pružio prvi pravi "klasični" test opšte relativnosti i formirao je neposrednu osnovu za brzo prihvatanje njegove teorije od strane njegovih kolega. Astronomi su još od vremena Urbaina Le Verriera 1859. godine znali da se Merkurova orbita (mereno položajem njegovog perihela, najbližeg prilaska planete Suncu) prebrzo okreće oko Sunca da bi se mogla objasniti poznatim faktorima poput perturbacionog uticaja drugih planeta. Sva objašnjenja za ovaj fenomen (poput ideje da se nova planeta nazvana "Vulkan" nalazi unutar Merkurove orbite) nisu uspela. Kada je Einstein otkrio da njegova teorija savršeno objašnjava anomalno kretanje perihela bez posebnih pretpostavki, osetio je palpitacije srca i bio je (kako je napisao kolegi) "nekoliko dana izvan sebe od radosnog uzbuđenja".
Anštajn,1933
Test pomeranja perihela (i većina drugih gravitacijskih testova) sada se obično izražava korištenjem formalizma koji je izumeo Arthur S. Eddington, a kasnije su ga razvili Kenneth Nordtvedt Jr. i Clifford Will u ono što je poznato kao okvir Parametriziranog post-njutnovskog (PPN) sistema. Eddington je opisao slaba sferno simetrična gravitacijska polja poput onog oko Sunca u prilično opštem obliku sa samo dva parametra, β koji opisuje nelinearnost u vremenskom iskrivljavanju i γ koji opisuje iskrivljavanje prostora. (Postoji i treći parametar α, ali on ne testira nijedan aspekt teorije relativnosti i samo omogućava promenu skale vrednosti Newtonove gravitacijske konstante G. ) Opšta relativnost predviđa da su β i γ jednaki jedan, a većina eksperimentalnih testova efektivno postavlja gornje granice na |β-1| i/ili |γ-1|. Anomalni pomeranje perihela Merkura proporcionalno je (2+2γ-β)/3, što je jednako jedan u opštoj relativnosti. Ovo je jedini "klasični" test koji ispituje nelinearnu prirodu Einsteinove teorije. Početna merenja su se oslanjala na optičke teleskope; moderna se zasnivaju na radarskim podacima i ograničaaju svako odstupanje od opšte relativnosti na manje od 0,3%. Važan rani izvor sistematske greške dolazio je od nesigurnosti u Sunčevoj spljoštenosti (kvadrupolni moment), ali to je sada dobro ograničeno helioseizmologijom. Pomak perihela utiče na druge planete osim Merkura, ali je daleko manji. Također je uočen korištenjem radio-teleskopa u udaljenim binarnim pulsarskim sistemima, gde je poznat kao pomak periastrona.
Vessot i LevineZanimljivo je primetiti da sistem Globalnog pozicionog sistema (GPS), iako nije namenjen niti korišten kao test opšte relativnosti, efektivno služi kao potvrda efekta gravitacionog crvenog pomaka. Da bi dostigli svoju specificiranu (civilnu) navigacijsku tačnost od oko 15 m, GPS sateliti moraju koordinisati svoje vremenske signale u roku od oko 50 nanosekundi, što je preciznost skoro 1000 puta manja od veličine efekta gravitacionog crvenog pomaka (skoro 40 mikrosekundi na njihovoj radnoj visini od 20.000 km). Da nisu uzeli u obzir Einsteinovu teoriju, GPS tragači u kokpitima aviona bi pogrešili kilometrima u roku od jednog dana!
Pomicanje perihela Merkura
Merkur je Einsteinu pružio prvi pravi "klasični" test opšte relativnosti i formirao je neposrednu osnovu za brzo prihvatanje njegove teorije od strane njegovih kolega. Astronomi su još od vremena Urbaina Le Verriera 1859. godine znali da se Merkurova orbita (mereno položajem njegovog perihela, najbližeg prilaska planete Suncu) prebrzo okreće oko Sunca da bi se mogla objasniti poznatim faktorima poput perturbacionog uticaja drugih planeta. Sva objašnjenja za ovaj fenomen (poput ideje da se nova planeta nazvana "Vulkan" nalazi unutar Merkurove orbite) nisu uspela. Kada je Einstein otkrio da njegova teorija savršeno objašnjava anomalno kretanje perihela bez posebnih pretpostavki, osetio je palpitacije srca i bio je (kako je napisao kolegi) "nekoliko dana izvan sebe od radosnog uzbuđenja".
Test pomeranja perihela (i većina drugih gravitacijskih testova) sada se obično izražava korištenjem formalizma koji je izumeo Arthur S. Eddington, a kasnije su ga razvili Kenneth Nordtvedt Jr. i Clifford Will u ono što je poznato kao okvir Parametriziranog post-njutnovskog (PPN) sistema. Eddington je opisao slaba sferno simetrična gravitacijska polja poput onog oko Sunca u prilično opštem obliku sa samo dva parametra, β koji opisuje nelinearnost u vremenskom iskrivljavanju i γ koji opisuje iskrivljavanje prostora. (Postoji i treći parametar α, ali on ne testira nijedan aspekt teorije relativnosti i samo omogućava promenu skale vrednosti Newtonove gravitacijske konstante G. ) Opšta relativnost predviđa da su β i γ jednaki jedan, a većina eksperimentalnih testova efektivno postavlja gornje granice na |β-1| i/ili |γ-1|. Anomalni pomeranje perihela Merkura proporcionalno je (2+2γ-β)/3, što je jednako jedan u opštoj relativnosti. Ovo je jedini "klasični" test koji ispituje nelinearnu prirodu Einsteinove teorije. Početna merenja su se oslanjala na optičke teleskope; moderna se zasnivaju na radarskim podacima i ograničaaju svako odstupanje od opšte relativnosti na manje od 0,3%. Važan rani izvor sistematske greške dolazio je od nesigurnosti u Sunčevoj spljoštenosti (kvadrupolni moment), ali to je sada dobro ograničeno helioseizmologijom. Pomak perihela utiče na druge planete osim Merkura, ali je daleko manji. Također je uočen korištenjem radio-teleskopa u udaljenim binarnim pulsarskim sistemima, gde je poznat kao pomak periastrona.
Animacija koja prikazuje pomicanje perihela Merkura
Skretanje svetlosti
Ako je pomicanje perihela Merkura dovelo do prihvatanja opšte teorije relativnosti među Einsteinovim kolegama, onda ga je skretanje svetlosti učinilo poznatim u javnosti. Već je 1911. godine otkrio da princip ekvivalencije podrazumeva određeno skretanje svetlosti, budući da će se snop svetlosti poslan horizontalno preko sobe činiti kao da se savija prema podu ako se soba ubrzava prema gore. (Slične argumente su zapravo, na čisto Newtonovim osnovama, predložili Henry Cavendish 1784. godine i Johann Georg von Soldner 1803. godine.) Međutim, 1915. godine Einstein je shvatio da zakrivljenost prostora udvostručuje veličinu efekta i da bi ga moglo biti moguće otkriti posmatranjem savijanja svetlosti sa zvezda u pozadini oko Sunca tokom pomračenja Sunca. Morao je čekati do kraja rata, kada su ekspedicije predvođene Arthurom Eddingtonom i Andrewom Crommelinom vratile pristojne fotografije pomračenja iz maja 1919. godine.
Rezultati su potvrdili Einsteinovu novu teoriju, iako s tačnošću od samo oko 30%. Kada su objavljeni u novembru te godine, štampa je preuzela priču i Einstein je postao međunarodna zvezda. Mnogi su nagađali o razlozima Einsteinove mitske i naizgled beskrajne privlačnosti. Deo objašnjenja mora ležati u kraju najrazornijeg rata u istoriji; činjenica da je teoriju fizičara koji je govorio nemački jezik potvrdili engleski posmatrači nagoveštavala je mirnu budućnost u kojoj bi čista misao mogla trijumfovati nad uskim umovima. Abraham Pais, veliki Einsteinov naučni biograf, rekao je to ovako u knjizi "Suptilnost je Gospod..." (1982): "Novi čovek se pojavljuje iznenada... On nosi poruku novog poretka u svemiru. On je novi Mojsije koji je sišao s planine da donese zakon, novi Jošua koji kontroliše kretanje nebeskih tela. Govori čudnim jezicima, ali mudraci tvrde da zvezde svedoče o njegovoj istinitosti... Njegov matematički jezik je svet, ali ipak podložan transkripciji u profani jezik: četvrta dimenzija... svetlost ima težinu, prostor je iskrivljen... On ispunjava dve duboke potrebe u čoveku, potrebu da zna i potrebu da ne zna već da veruje."
Ugao otklona svetlosti proporcionalan je (1+γ)/2, što je jednako jedinici u opštoj relativnosti. Eksperimentalna ograničenja γ korištenjem optičkih teleskopa nikada nisu uspela značajno poboljšati ona koja su dobili Eddington i Crommelin, i tek krajem 1960-ih radioastronomi su uspeli postići značajan napredak korištenjem povezanih nizova radioteleskopa (VLBI) za merenje savijanja radio talasa sa udaljenih kvazara oko Sunca. Do 1995. godine ova posmatranja su potvrdila opštu relativnost sa tačnošću od 0,04%. Celo nebo je blago iskrivljeno otklonom svetlosti oko Sunca, a budući da ovaj efekat dostiže 4 milisekunde okomito na smer Zemlja-Sunce, moraju ga uzeti u obzir moderni astrometrijski sateliti poput Hipparcosa, koji određuju položaje miliona zvezda sa tačnošću od 3 milisekunde. Ove korekcije indirektno potvrđuju opštu relativnost na nivou od 0,3%. Također je bilo moguće izmeriti otklon svetlosti planete Jupiter, iako sa tačnošću od samo oko 50%. U kosmologiji, skretanje svetlosti (poznatije kao gravitacijsko sočivo) se rutinski koristi za vaganje tamne materije, merenje Hubbleovog parametra, pa čak i funkcioniše kao kosmičko "lupa" kako bi se najslabiji i najudaljeniji objekti približili pogledu.
Shapiro vremensko kašnjenje
Do ranih 1960-ih činilo se da je opšta teorija relativnosti eksperimentalno testirana na svaki mogući način, te da su gravitacijski fizičari morali da se fokusiraju na matematičke aspekte teorije. Frustrirani Richard Feynman napisao je svojoj supruzi sa konferencije 1962. godine sledeće:
"Ne dobijam ništa sa sastanka. Ne učim ništa... Danas ima mnogo 'aktivnosti na terenu', ali ta 'aktivnost' se uglavnom svodi na pokazivanje da je prethodna 'aktivnost' nekog drugog rezultovala greškom ili ničim korisnim... To je kao da mnogo crva pokušava da izađe iz boce puzeći jedni po drugima... Podseti me da više ne idem na sastanke o gravitaciji!"
Svemirsko doba je sve to promenilo. Godine 1964., Irwin Shapiro je shvatio da, ako je opšta teorija relativnosti tačna, svetlosni signal poslan kroz Sunčev sistem pored Sunca do planete ili satelita bio bi usporen u Sunčevom gravitacionom polju za količinu proporcionalnu faktoru savijanja svetlosti, (1+γ)/2, i da bi bilo moguće izmeriti ovaj efekat ako bi se signal reflektovao nazad na Zemlju. Tipična vremenska kašnjenja su reda veličine nekoliko stotina mikrosekundi; ovo se ponekad naziva "četvrtim klasičnim testom" opšte teorije relativnosti. Pasivne radarske refleksije sa Merkura i Marsa bile su u skladu sa opštom teorijom relativnosti sa tačnošću od oko 5%. Korištenje Viking Mars lendera kao aktivnog radarskog retransmitera 1976. godine potvrdilo je Einsteinovu teoriju na nivou od 0,1%. Druge mete su uključivale veštačke satelite kao što su Mariners 6 i 7 i Voyager 2, ali najprecizniji od svih Shapirovih eksperimenata sa vremenskim kašnjenjem uključivao je Dopplerovo praćenje svemirske letelice Cassini na putu do Saturna 2003. godine; Ovo je ograničilo bilo kakva odstupanja od opšte relativnosti na manje od 0,002% - što je do sada najstroži test teorije.
Binarni pulsar
Pulsari su brzo rotirajuće neutronske zvijezde koje emituju redovne radio impulse dok se rotiraju. Kao takvi, oni djeluju kao satovi, što omogućava vrlo precizno praćenje njihovog orbitalnog kretanja. Testovi zasnovani na ovim objektima su posebno vrijedni jer nam omogućavaju da ispitamo gravitacijska polja jača od onih u našem Sunčevom sistemu: nipošto ne testovi jakog polja, već vjerovatno testovi "umjerenog polja". Prvi binarni pulsar (pulsar i drugi objekat u orbiti jedan oko drugog) otkrili su 1974. godine Joseph Taylor i Russell Hulse tokom rutinske potrage za novim pulsarima; nosi prozaično ime B1913+16. Pratilac je također kompaktni objekat, vjerovatno neutronska zvijezda. Dok kruže jedan oko drugog, obje zvijezde kontinuirano ubrzavaju, što uzrokuje da emituju gravitacijsko zračenje na isti način na koji ubrzani električni naboj emituje elektromagnetno zračenje. Emisija zračenja dovodi do gubitka energije iz sistema, uzrokujući da se dva tijela spiralno okreću jedno prema drugom i rezultira postepenim ubrzavanjem impulsa iz pulsara. Precizna mjerenja vremena omogućavaju rekonstrukciju tri relativistička efekta: prosječne brzine pomjeranja periastrona, kombinacije gravitacionog crvenog pomjeranja i (specijalno-relativističke) dilatacije vremena, te brzine promjene orbitalnog perioda. Zajedno, ove tri informacije nameću tri ograničenja na dvije nepoznate mase; dodatno ograničenje se zatim može koristiti za testiranje teorijskog predviđanja gubitka energije. Ako se pretpostavi da je opšta relativnost validna, tada su sva tri ograničenja zadovoljena istovremeno sa tačnošću od 0,2% ili boljom. Za ovaj rad Hulse i Taylor su dobili Nobelovu nagradu 1993. godine.
Hulse i Taylor
Opservacije binarnog pulsara ne predstavljaju direktnu detekciju gravitacijskih valova; vidimo samo gubitak energije koji je u skladu s emisijom gravitacionog zračenja u preciznom skladu s Einsteinovom kvadrupolnom formulom (koju je, usput rečeno, izveo dok je bio prikovan za krevet s čirom na želucu 1917. godine). Ipak, široko se veruje da gravitacijski valovi postoje i nada se da će na kraju biti direktno detektovani (vidi dole). Od 2006. godine otkriveno je devet relativističkih binarnih sistema s orbitalnim periodima manjim od jednog dana. Neki, poput B2127+11C, su virtualni klonovi B1913+16, dok drugi pokazuju potencijalno obećanje kao daljnji testovi Einsteinove teorije, poput B1534+12 (čija se orbitalna ravan vidi gotovo s boka) i J1141-6545 (u kojem je zvezda pratilac verovatno beli patuljak, a ne neutronska zvezda). Najfascinantniji je nedavno otkriveni sistem dvostrukih pulsara J0737-3039, u kojem se radio impulsi detektuju sa obe zvezde, što nam daje toliko informacija da su dve mase ograničene sa šest ograničenja umesto tri, što omogućava četiri nezavisna testa opšte relativnosti. Sama činjenica da su sva četiri ova testa u skladu jedan s drugim impresivna je potvrda teorije. Nakon dve i po godine posmatranja, najprecizniji od njih (Shapirovo kašnjenje) potvrđuje Einsteinovu teoriju s tačnošću od 0,05%.
Gravitacijski valovi
Uticaj gravitacionog talasa
na prsten čestica
Direktna detekcija gravitacijskih valova potvrdila bi jedno od najupečatljivijih predviđanja opšte teorije relativnosti i otvorila novi astronomski prozor u svemir. Postoje dobre i loše vesti o ovim valovima. Dobra vest je da oni tako slabo interaguju s materijom da mogu putovati na ogromne udaljenosti bez raspršivanja, potencijalno nam donoseći informacije s najudaljenijih i najnasilnijih mesta u svemiru. Loša vest je da ih je izuzetno teško naterati da interaguju s detektorom. Poput elektromagnetskih valova (svetlosti), gravitacijski valovi se kreću brzinom svetlosti i "poprečni" su: uzrokuju ubrzanje testnih masa pod pravim uglom u odnosu na smer širenja valova, baš kao što elektromagnetski val ubrzava testne naboje . Gravitacijski val koji prolazi kroz ekran vašeg računara deluje na prsten slobodnih čestica kao što je prikazano na dijagramu iznad. U principu, ovo je jednostavno detektovati; čestice se ponašaju kao da su izložene naprezanju upravo kao Newtonova plimna sila. Međutim, uključeni pokreti su toliko mali (prsten je "komprimiran" za najviše 10⁻²⁸ ) da je njihovo otkrivanje ogroman izazov. Rani detektori su bili veliki metalni cilindri dizajnirani da reaguju na takvu silu rezonantno, poput zvona. Jedan takav detektor, aluminijski cilindar težak 3100 funti (1365 kg) koji je Joseph Weber izgradio 1963. godine, doveo je do navodne detekcije gravitacijskih valova 1969. godine, ali nikada nije mogao biti dupliran i uopšteno se smatra da je bio lažan. Četiri moderne verzije rezonantnog ili "Weberovog detektora" su u funkciji od 2006. godine (ALLEGRO u SAD-u, AURIGA i NAUTILUS u Italiji i EXPLORER u CERN-u).
Najosetljiviji detektori koriste interferometriju za precizna merenja udaljenosti. Opservatorija gravitacijskih talasa laserske interferometrije (LIGO) sastoji se od dva para interferometara u obliku slova L dužine 4 km, u kojima laserski snopovi mere razliku između dužina dva "kraka" izazvana gravitacijskim talasom. Očekivani pomaci ogledala su manji od veličine atomskog jezgra i mogu se meriti samo uz pažljivo suzbijanje seizmičkih, termalnih i efekata sačmenog šuma. LIGO je počeo s radom u augustu 2002. godine. Gravitacijski talasi još nisu detektovani, ali eksperiment postavlja korisne gornje granice frekvencije mogućih izvora kao što su eksplodirajuće supernove i sudari ili koalescencije kompaktnih objekata poput neutronskih zvezda i crnih rupa. LIGO-u se pridružio još jedan interferometrijski detektor, GEO 600, u novembru 2005. godine, a treći, VIRGO, u maju 2007. godine. Drugi eksperimenti su u različitim fazama izgradnje širom sveta, uključujući nadograđenu verziju LIGO-a (Advanced LIGO) sa najmanje deset puta većom početnom osetljivošću. Svi ovi detektori na zemlji su prvenstveno osetljivi na visokofrekventne gravitacijske valove proizvedene prolaznim fenomenima (eksplozije, sudari, inspiracijski binarni sistemi). Komplementarna laserska interferometarska svemirska antena (LISA) trenutno je u fazi planiranja; ona će tražiti valove niže frekvencije iz kvazi-periodičnih izvora poput supermasivnih binarnih sistema crnih rupa u poslednjim mesecima koalescencije i kompaktnih binarnih sistema zvezda mnogo pre koalescencije. LISA je trougaoni sistem od tri satelita u solarnoj orbiti koji formiraju interferometar s nogama dugim milionima kilometara. Ključno će se oslanjati na neke od tehnologija (kao što je kontrola bez otpora) koje je dokazala Gravity Probe B.
James Overduin
Pulsari su brzo rotirajuće neutronske zvijezde koje emituju redovne radio impulse dok se rotiraju. Kao takvi, oni djeluju kao satovi, što omogućava vrlo precizno praćenje njihovog orbitalnog kretanja. Testovi zasnovani na ovim objektima su posebno vrijedni jer nam omogućavaju da ispitamo gravitacijska polja jača od onih u našem Sunčevom sistemu: nipošto ne testovi jakog polja, već vjerovatno testovi "umjerenog polja". Prvi binarni pulsar (pulsar i drugi objekat u orbiti jedan oko drugog) otkrili su 1974. godine Joseph Taylor i Russell Hulse tokom rutinske potrage za novim pulsarima; nosi prozaično ime B1913+16. Pratilac je također kompaktni objekat, vjerovatno neutronska zvijezda. Dok kruže jedan oko drugog, obje zvijezde kontinuirano ubrzavaju, što uzrokuje da emituju gravitacijsko zračenje na isti način na koji ubrzani električni naboj emituje elektromagnetno zračenje. Emisija zračenja dovodi do gubitka energije iz sistema, uzrokujući da se dva tijela spiralno okreću jedno prema drugom i rezultira postepenim ubrzavanjem impulsa iz pulsara. Precizna mjerenja vremena omogućavaju rekonstrukciju tri relativistička efekta: prosječne brzine pomjeranja periastrona, kombinacije gravitacionog crvenog pomjeranja i (specijalno-relativističke) dilatacije vremena, te brzine promjene orbitalnog perioda. Zajedno, ove tri informacije nameću tri ograničenja na dvije nepoznate mase; dodatno ograničenje se zatim može koristiti za testiranje teorijskog predviđanja gubitka energije. Ako se pretpostavi da je opšta relativnost validna, tada su sva tri ograničenja zadovoljena istovremeno sa tačnošću od 0,2% ili boljom. Za ovaj rad Hulse i Taylor su dobili Nobelovu nagradu 1993. godine.
Animacija koja prikazuje gravitacijsko zračenje binarnog pulsara
Opservacije binarnog pulsara ne predstavljaju direktnu detekciju gravitacijskih valova; vidimo samo gubitak energije koji je u skladu s emisijom gravitacionog zračenja u preciznom skladu s Einsteinovom kvadrupolnom formulom (koju je, usput rečeno, izveo dok je bio prikovan za krevet s čirom na želucu 1917. godine). Ipak, široko se veruje da gravitacijski valovi postoje i nada se da će na kraju biti direktno detektovani (vidi dole). Od 2006. godine otkriveno je devet relativističkih binarnih sistema s orbitalnim periodima manjim od jednog dana. Neki, poput B2127+11C, su virtualni klonovi B1913+16, dok drugi pokazuju potencijalno obećanje kao daljnji testovi Einsteinove teorije, poput B1534+12 (čija se orbitalna ravan vidi gotovo s boka) i J1141-6545 (u kojem je zvezda pratilac verovatno beli patuljak, a ne neutronska zvezda). Najfascinantniji je nedavno otkriveni sistem dvostrukih pulsara J0737-3039, u kojem se radio impulsi detektuju sa obe zvezde, što nam daje toliko informacija da su dve mase ograničene sa šest ograničenja umesto tri, što omogućava četiri nezavisna testa opšte relativnosti. Sama činjenica da su sva četiri ova testa u skladu jedan s drugim impresivna je potvrda teorije. Nakon dve i po godine posmatranja, najprecizniji od njih (Shapirovo kašnjenje) potvrđuje Einsteinovu teoriju s tačnošću od 0,05%.
Gravitacijski valovi
Direktna detekcija gravitacijskih valova potvrdila bi jedno od najupečatljivijih predviđanja opšte teorije relativnosti i otvorila novi astronomski prozor u svemir. Postoje dobre i loše vesti o ovim valovima. Dobra vest je da oni tako slabo interaguju s materijom da mogu putovati na ogromne udaljenosti bez raspršivanja, potencijalno nam donoseći informacije s najudaljenijih i najnasilnijih mesta u svemiru. Loša vest je da ih je izuzetno teško naterati da interaguju s detektorom. Poput elektromagnetskih valova (svetlosti), gravitacijski valovi se kreću brzinom svetlosti i "poprečni" su: uzrokuju ubrzanje testnih masa pod pravim uglom u odnosu na smer širenja valova, baš kao što elektromagnetski val ubrzava testne naboje . Gravitacijski val koji prolazi kroz ekran vašeg računara deluje na prsten slobodnih čestica kao što je prikazano na dijagramu iznad. U principu, ovo je jednostavno detektovati; čestice se ponašaju kao da su izložene naprezanju upravo kao Newtonova plimna sila. Međutim, uključeni pokreti su toliko mali (prsten je "komprimiran" za najviše 10⁻²⁸ ) da je njihovo otkrivanje ogroman izazov. Rani detektori su bili veliki metalni cilindri dizajnirani da reaguju na takvu silu rezonantno, poput zvona. Jedan takav detektor, aluminijski cilindar težak 3100 funti (1365 kg) koji je Joseph Weber izgradio 1963. godine, doveo je do navodne detekcije gravitacijskih valova 1969. godine, ali nikada nije mogao biti dupliran i uopšteno se smatra da je bio lažan. Četiri moderne verzije rezonantnog ili "Weberovog detektora" su u funkciji od 2006. godine (ALLEGRO u SAD-u, AURIGA i NAUTILUS u Italiji i EXPLORER u CERN-u).
Najosetljiviji detektori koriste interferometriju za precizna merenja udaljenosti. Opservatorija gravitacijskih talasa laserske interferometrije (LIGO) sastoji se od dva para interferometara u obliku slova L dužine 4 km, u kojima laserski snopovi mere razliku između dužina dva "kraka" izazvana gravitacijskim talasom. Očekivani pomaci ogledala su manji od veličine atomskog jezgra i mogu se meriti samo uz pažljivo suzbijanje seizmičkih, termalnih i efekata sačmenog šuma. LIGO je počeo s radom u augustu 2002. godine. Gravitacijski talasi još nisu detektovani, ali eksperiment postavlja korisne gornje granice frekvencije mogućih izvora kao što su eksplodirajuće supernove i sudari ili koalescencije kompaktnih objekata poput neutronskih zvezda i crnih rupa. LIGO-u se pridružio još jedan interferometrijski detektor, GEO 600, u novembru 2005. godine, a treći, VIRGO, u maju 2007. godine. Drugi eksperimenti su u različitim fazama izgradnje širom sveta, uključujući nadograđenu verziju LIGO-a (Advanced LIGO) sa najmanje deset puta većom početnom osetljivošću. Svi ovi detektori na zemlji su prvenstveno osetljivi na visokofrekventne gravitacijske valove proizvedene prolaznim fenomenima (eksplozije, sudari, inspiracijski binarni sistemi). Komplementarna laserska interferometarska svemirska antena (LISA) trenutno je u fazi planiranja; ona će tražiti valove niže frekvencije iz kvazi-periodičnih izvora poput supermasivnih binarnih sistema crnih rupa u poslednjim mesecima koalescencije i kompaktnih binarnih sistema zvezda mnogo pre koalescencije. LISA je trougaoni sistem od tri satelita u solarnoj orbiti koji formiraju interferometar s nogama dugim milionima kilometara. Ključno će se oslanjati na neke od tehnologija (kao što je kontrola bez otpora) koje je dokazala Gravity Probe B.
James Overduin
Primjedbe
Objavi komentar