Testy doświadczalne ogólnej teorii względności: Różnice pomiędzy wersjami
| [wersja przejrzana] | [wersja przejrzana] |
Usunięta treść Dodana treść
Współczesne testy |
|||
Linia 80:
Ogólna teoria względności obejmuje [[szczególna teoria względności|szczególną teorie względności]], a zatem eksperymenty weryfikujące przewidywania szczególnej teorii względności weryfikują także przewidywania ogólnej teorii względności. Jak wynika z [[zasada równoważności|zasady równoważności]], [[symetria Lorentza]] jest lokalnie zachowana w nieobracających się, swobodnie spadających układach odniesienia. Informacje na temat eksperymentów weryfikujących symetrie Lorentza w warunkach, w których efekty grawitacyjne mogą zostać zaniedbane zostały opisane w artykule [[testy szczególnej teorii względności]].
==Współczesne testy==
Epoka współczesnych testów ogólnej teorii względności rozpoczęła się w znacznej mierze za sprawą [[Robert H. Dicke|Dickiego]] i [[Leonard I. Schiff|Schiffa]], którzy zaprojektowali framework dla testów ogólnej teorii względności. Położyli nacisk nie tylko na klasyczne testy opisane powyżej, ale również na eksperymenty zerowe, testujące efekty, które w zasadzie mogłyby wystąpić w teorii grawitacji, ale nie występują w ogólnej teorii względności. Innymi ważnymi czynnikami było pojawienie się [[alternatywne teorie grawitacji|alternatywnych teorii grawitacji]] (w szczególności [[teorie skalarno-tensorowe|teorii skalarno-tensorowych]] takich jak [[teoria Bransa-Dickea]]), [[parametryczny system postnewtonowski|parametrycznego systemu postnewtonowskiego]], który opisuje ilościowo możliwe odchylenia od przewidywań ogólnej teorii względności oraz frameworku dla [[Zasada równoważności|zasady równoważności]].
Nowe odkrycia związane z [[Eksploracja kosmosu|eksploracją przestrzeni kosmicznej]], [[Elektronika|elektroniką]] i [[Fizyka materii skondensowanej|fizyką materii skondensowanej]] pozwoliły na przeprowadzenie kolejnych precyzyjnych pomiarów takich jak [[eksperyment Pounda-Rebeka]], a także doświadczenia wykorzystujące [[interferometria laserowa|interferometrie laserową]] lub [[Transksiężycowa transmisja laserowa|transksiężycową transmisje laserową]].
===Parametryczny system postnewtonowski===
Analiza wczesnych testów ogólnej teorii względności była utrudniona z uwagi na brak jakichkolwiek konkurencyjnych teorii. Nie było wiadomo jaki rodzaj testu mógłby odróżnić ogólną teorie względności od potencjalnych teorii alternatywnych. Ogólna teoria względności była jedyną znaną relatywistyczną teorią grawitacji zgodną ze szczególną teorią względności i obserwacjami. Co więcej uważa się, że OTW jest bardzo prostą i elegancką teorią. Sytuacja uległa zmianie wraz z pojawieniem się [[teoria Bransa=-Dickea|teorii Bransa-Dickea]] w 1960 roku. Jest to teoria prawdopodobnie prostsza, nie zawiera żadnych stałych [[Wartość niemianowana|wymiarowych]], w przeciwieństwie do OTW spełnia [[zasada Macha|zasadę Macha]] oraz [[hipoteza wielkich liczba Diraca|hipotezę wielkich liczb Diraca]] (dwie filozoficzne idee, które miały zasadniczy wpływ na rozwój ogólnej teorii względności). Ostatecznie, doprowadziło to do stworzenia [[parametryczny system postnewtonowski|parametrycznego systemu postnewtonowskiego]] (rozwijany najpierw przez [[Nordtvedt|Nordtvedta]], następnie przez [[Will|Willa]]), który w ramach zbioru dziesięciu parametrów opisuje wszystkie możliwe odstępstwa od newtonowskiego prawa powszechnego ciążenia do pierwszego przybliżenia prędkości poruszających się obiektów. To pozwala na usystematyzowanie analiz odchyleń od przewidywań ogólnej teorii względności dla wolno poruszających się obiektów w słabych polach grawitacyjnych. Włożono wiele wysiłku w celu doświadczalnej weryfikacji możliwych naruszeń i obecnie są one ściśle ograniczone.
Eksperymenty testujące zjawisko soczewkowania grawitacyjnego i opóźnienia światła weryfikują naruszenia tego samego parametru tzw. parametru Eddingtona (γ), który jest bezpośrednią parametryzacją stopnia ugięcia światła w polu grawitacyjnym. Jest on równy jedności (γ = 1) w ogólnej teorii względności i przyjmuje rożne wartości w innych teoriach grawitacji (takich jak teoria Bransa-Diceka). Możliwe naruszenia parametru Eddingtona są jak dotąd najściślej ograniczone. Natomiast dokładne obserwacje precesji peryhelium Merkurego, jak również doświadczenia testujące silną zasadę równoważności pozwoliły na dobre ograniczenie naruszeń innych parametrów.
Jednym z planowanych celów misji [[BepiColombo]] jest weryfikacja ogólnej teorii względności poprzez precyzyjny pomiar parametrów gamma i beta parametrycznego modelu postnewtonowskiego.
===Soczewkowanie grawitacyjne===
Jednym z najważniejszych testów ogólnej teorii względności jest [[Soczewkowanie grawitacyjne|soczewkowanie grawitacyjne]]. Tego typu zjawiska zostały zaobserwowane dla światła pochodzącego z odległych obiektów kosmicznych, jednak wszystkie czynniki wpływając na te pomiary nie mogą zostać niezależnie zweryfikowane i nie jest jasne w jaki sposób takie obserwacje ograniczają możliwe odstępstwa od przewidywań ogólnej teorii względności. Najbardziej precyzyjne testy są analogiczne do obserwacji Eddingtona z 1919 tzn. polegają na pomiarze ugięcia promieniowania pochodzącego z odległego źródła w polu grawitacyjnym Słońca. Obiektami które najlepiej nadają się do wykonywania precyzyjnych analiz są odlegle źródła silnego [[Radioastronomia|promieniowania radiowego]], takie jak niektóre [[kwazar|kwazary]]. Kierunkowa rozdzielczość każdego teleskopu jest w zasadzie ograniczona z uwagi na dyfrakcje, tego typu praktyczne ograniczenia dotyczą również radioteleskopów. Jednakże ważnym usprawnieniem, które pozwoliło na wysoką poprawę rozdzielczości pozycyjnej (z wielkości rzędu milisekund do mikrosekund kątowych) było zastosowanie [[Interferometria wielkobazowa|interferometrii wielkobazowej]] (VLBI) polegającej na wykorzystaniu pomiarów z kilku radioteleskopów rozmieszczonych na kuli Ziemskiej w dużej odległości od siebie. Ostatnie pomiary wykonane przez te teleskopy pozwoliły na pomiar ugięcia fal radiowych w polu grawitacyjnym Słońca z bardzo wysoką dokładnością, ograniczając możliwe naruszenie ugięcia przewidywanego w ramach ogólnej teorii względności do poziomu 0.03 %. Przy takim poziomie dokładności wszelkie źródła błędów systematycznych muszą być starannie rozważone w celu precyzyjnego ustalenia rzeczywistego położenia teleskopów. Należy wziąć pod uwagę takie efekty jak [[Nutacja |nutacja]] i rotacja Ziemi, refrakcja atmosferyczna, przesunięcia tektoniczne i efekty pływowe. Innym ważnym źródłem błędów jest wpływ [[Korona słoneczna|korony słonecznej]] na propagacje sygnałów radiowych. Gaz zjonizowanych cząstek ponad powierzchnią Słońca - jak każdy ośrodek - posiada pewien współczynnik refrakcji co również powoduje zakrzywienie toru fal elektromagnetycznych. Na szczęście ugięcie spowodowane refrakcją zależy od długości fali, podczas gdy relatywistyczne ugięcie nie wykazuje takiej zależności. Zatem dokładna analiza, bazująca na pomiarach dla rożnych długości fali, pozwala wyeliminować to źródło błędu.
Obraz całego nieba jest lekko zniekształcony z powodu grawitacyjnego ugięcia światła w polu grawitacyjnym Słońca. Tego rodzaju efekt został zaobserwowany przez satelitę [[Europejska Agencja Kosmiczna|Europejskiej Agencji Kosmicznej]] [[Hipparcos|Hippatracos]], która wykonała pomiar położenia 10<sub>5</sub> gwiazd. Podczas całej misji zmierzono około {{val|3.5|e=6}} pozycji względnych, każda typowo z dokładnością 3 milisekund kątowych (dokładność dla wielkości gwiazdowych w przedziale 8-9). Ponieważ odchylenie grawitacyjne prostopadłe do kierunku Ziemia-Słońce wynosi już 4,07 milisekund kątowych, uwzględnienie poprawki wynikającej z grawitacyjnego ugięcia światła jest konieczne dla praktycznie wszystkich gwiazd.
Rozpoczęta w 2013 misja sondy kosmicznej [[Gaia (sonda kosmiczna)|Gaia]] ma na celu wykonie spisu miliarda gwiazd [[Droga Mleczna|Drogi Mlecznej]], a także zmierzenie ich pozycji z dokładnością 24 mikrosekund kątowych. Tym samym dostarczy to nowych dowodów zgodności grawitacyjnego ugięcia światła w polu grawitacyjnym [[Słońce|Słońca]] z przewidywaniami ogólnej teorii względności.
===Opóźnienie sygnału świetlnego===
[[Irwin I. Shapiro]] zaproponował inny test, spoza grupy klasycznych testów, który mógłby zweryfikować [[ogólna teoria względności|ogólną teorie względności]] w Układzie Słonecznym. Jest on czasami nazywany czwartym "klasycznym" testem ogólnej teorii względności. Test polega na pomiarze opóźnienia sygnału radarowego ([[opóźnienie Shapiro]]) na drodze od źródła do obiektu odbijającego (np. innej planety) i z powrotem. Opóźnienie wynikające ze zwykłego zakrzywienia toru w pobliżu Słońca jest zbyt małe aby mogło zostać zmierzone (różnica oczekiwanego czasu w płaskiej i zakrzywionej czasoprzestrzeni spowodowana różną długością toru), jednak na opóźnienie sygnału wpływa również [[dylatacja czasu]] w [[potencjał grawitacyjny|potencjale grawitacyjnym]] Słońca. Wykonane pomiary dla sygnału odbijającego się od Merkurego i Wenus tuż przed i po zaćmieniu zgadzają się z ogólną teorią względności na poziomie 5%. Podobne pomiary wykonane w ramach misji [[Cassini-Huygens]] dały wynik zgodny z ogólną teorią względności na poziomie 0,002% (według B. Berotttiego). Jednakże szczegółowe analizy ujawniły, że zmierzona wartość parametru gamma (PPN) jest związana z pewnymi zjawiskami [[grawitomagnetyzm|grawitomagnetycznymi]] wywoływanymi ruchem orbitalnym Słońca wokół [[barycentrum]] Układu Słonecznego. Były one implicite postulowane przez B. Berottti jako mające czysto ogólno relatywistyczne pochodzenie, ale ich teoretyczna wartość nigdy nie została zweryfikowana eksperymentalnie co powoduje, że rzeczywista niepewność pomiaru parametru gamma jest większa (o czynnik rzędu 10) niż 0,002% jak twierdzi B. Berottti na łamach Nature.
Zastosowanie interferometrii wielkobazowej pozwoliło na zmierzenie zależnych od prędkości (grawitomagnetycznych) poprawek do opóźnienia Shapiro w polu magnetycznym Jowisza i Saturna.
{{Przypisy}}
| |||