Introduction à la relativité générale
Renseignements généraux
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| La relativité générale |
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| Introduction Formulation mathématique Ressources |
Concepts fondamentaux |
Phénomènes Problème de Kepler · Objectifs · Flots Cadre traîner · Effet géodésique Event horizon · Singularité Trou noir |
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La relativité générale est une théorie de la gravitation qui a été développé par Albert Einstein entre 1907 et 1915. Selon la relativité générale, l'attraction gravitationnelle des masses observée entre les résultats de leur déformation de espace et le temps.
Au début du 20ème siècle, Loi universelle de la gravitation avait été acceptée pour plus de deux cents ans comme une description valide de la force gravitationnelle entre les masses. Dans le modèle de Newton, la gravité est le résultat d'une force d'attraction entre des objets massifs. Bien que même Newton a été troublé par la nature inconnue de cette force, le cadre de base a été extrêmement fructueuse à décrire le mouvement.
Expériences et observations montrent que la description de la gravitation d'Einstein représente plusieurs effets qui sont inexpliquées par la loi de Newton, comme les anomalies de minutes dans le orbites de Mercure et d'autres planètes . La relativité générale prédit également de nouveaux effets de la gravité, tels que ondes gravitationnelles, lentille gravitationnelle et un effet de la gravité sur le temps connu sous le nom gravitationnelle dilatation du temps. Beaucoup de ces prédictions ont été confirmées par l'expérience, tandis que d'autres font l'objet de recherches en cours. Par exemple, bien qu'il y ait des preuves indirectes d'ondes gravitationnelles, la preuve directe de leur existence est toujours recherché par plusieurs équipes de scientifiques dans des expériences comme le LIGO et GEO 600 projets.
La relativité générale est devenue un outil essentiel dans moderne astrophysique . Il constitue la base de la compréhension actuelle de trous noirs , les régions de l'espace où l'attraction gravitationnelle est si forte que même la lumière ne peut se échapper. Leur forte gravité est pensé pour être responsable de l'intense rayonnement émis par certains types d'objets astronomiques (tels que noyaux actifs de galaxies ou microquasars). La relativité générale est également inscrit dans le cadre de la norme Big Bang modèle de la cosmologie .
Bien que la relativité générale ne est pas la seule théorie relativiste de la gravité, il est le plus simple telle théorie qui est compatible avec les données expérimentales. Néanmoins, un certain nombre de questions ouvertes restent, dont la plus fondamentale est de savoir comment la relativité générale peut être conciliée avec les lois de la physique quantique pour produire une théorie complète et cohérente de l'auto- la gravité quantique.
De particulière à la relativité générale
En Septembre 1905, Albert Einstein publie sa théorie de la relativité restreinte , qui concilie les lois du mouvement de Newton avec électrodynamique (L'interaction entre les objets avec charge électrique ). La relativité spéciale a introduit un nouveau cadre pour l'ensemble de la physique en proposant de nouveaux concepts de espace et le temps. Certaines théories physiques puis acceptées étaient incompatibles avec ce cadre; un exemple clé était la théorie de Newton sur la gravité , qui décrit l'attraction mutuelle vécue par les organismes en raison de leur masse.
Plusieurs physiciens, dont Einstein, cherché une théorie qui réconcilierait la loi de la gravitation de Newton et de la relativité restreinte. Seulement la théorie d'Einstein se est avéré être conforme aux expériences et observations. Pour comprendre les idées de base de la théorie, il est instructif de suivre la pensée d'Einstein entre 1907 et 1915, de son simple, pensé expérience impliquant un observateur en chute libre à sa théorie entièrement géométrique de gravité.
Principe d'équivalence
Une personne dans un en chute libre ascenseur éprouve apesanteur, et des objets soit flotter immobile ou la dérive à une vitesse constante. Puisque tout dans l'ascenseur est en baisse ensemble, aucun effet gravitationnel peut être observée. De cette façon, les expériences d'un observateur en chute libre sont indiscernables de ceux d'un observateur dans l'espace profond, loin de toute source importante de gravité. Ces observateurs sont les observateurs privilégiés («inertie») décrit Einstein dans sa théorie de la relativité restreinte : les observateurs pour lesquels la lumière se déplace le long des lignes droites à vitesse constante.
Einstein l'hypothèse que les expériences similaires de apesanteur observateurs et des observateurs d'inertie dans la relativité restreinte représentaient une propriété fondamentale de la gravité, et il a fait ce la pierre angulaire de sa théorie de la relativité générale, formalisé dans son principe d'équivalence. Grosso modo, les principe stipule que une personne dans un ascenseur en chute libre ne peut pas dire qu'il est en chute libre. Chaque expérience dans un environnement en chute libre a les mêmes résultats que ce serait pour un observateur au repos ou en mouvement uniforme dans l'espace profond, loin de toutes les sources de gravité.
Gravité et accélération
La plupart des effets de la gravité disparaissent en chute libre, mais les effets qui semblent les mêmes que celles de gravité peuvent être produites par une accélération de cadre de référence. Un observateur dans une pièce fermée ne peut pas dire lequel des énoncés suivants est vrai:
- Objets tombent sur le sol parce que la salle est posée sur la surface de la Terre et les objets sont tirés vers le bas par gravité.
- Objets tombent sur le sol parce que la salle est à bord d'une fusée dans l'espace, qui se accélère à 9,81 m / s 2 et est loin d'être une source potentielle de gravité. Les objets sont tirés vers le sol par la même «force d'inertie» qui appuie le conducteur d'une voiture accélérant dans le dossier de son siège.
Inversement, tout effet observé dans un cadre de référence accélérée doit également être observé dans un champ gravitationnel de la résistance correspondant. Ce principe a permis Einstein pour prédire plusieurs nouveaux effets de gravité en 1907, comme expliqué dans la section suivante .
Un observateur dans un cadre de référence accélérée doit présenter ce que les physiciens appellent forces fictives pour tenir compte de l'accélération subie par lui-même et les objets autour de lui. Un exemple, la force de pression le conducteur d'une voiture accélérant dans son siège, a déjà été mentionné; l'autre est la force que vous pouvez sentir tirant vos bras et si vous essayez de tourner comme une toupie. Maître la perspicacité d'Einstein était que la constante, traction familière du champ gravitationnel de la Terre est fondamentalement le même que ces forces fictives. La magnitude apparente des forces fictives semble toujours être proportionnelle à la masse d'un objet sur lequel ils agissent - par exemple, le siège du conducteur exerce une force juste suffisante pour accélérer le pilote à la même vitesse que la voiture. Par analogie, Einstein a proposé qu'un objet dans un champ gravitationnel devrait se sentir une force gravitationnelle proportionnelle à sa masse, incarnée dans La loi de la gravitation de Newton.
Conséquences physiques
En 1907, Einstein était encore huit années loin de compléter la théorie de la relativité générale. Néanmoins, il était en mesure de faire un certain nombre de nouvelles prédictions testables, qui étaient fondées sur son point de départ pour développer sa nouvelle théorie: le principe d'équivalence.
Le premier effet est la nouvelle gravitationnelle décalage de fréquence de la lumière. Considérons deux observateurs bord d'une fusée-navire accélérer. À bord d'un tel navire, il ya un concept naturel de «haut» et «bas»: la direction dans laquelle le bateau accélère est "up", et les objets seules accélérer dans la direction opposée, de tomber "vers le bas". Supposons que l'un des observateurs est "plus haut" que l'autre. Lorsque l'observateur inférieure envoie un signal lumineux à l'observateur plus, l'accélération fait que la lumière soit décalée vers le rouge , qui peuvent être calculées à partir de la relativité restreinte ; le deuxième observateur mesurer une faible la fréquence de la lumière que la première. Inversement, la lumière envoyée à l'observateur supérieur à l'inférieur est décalée vers le bleu, ce est décalée vers des fréquences plus élevées. Einstein a fait valoir que ces décalages de fréquence doivent également être observées dans un champ gravitationnel. Ceci est illustré sur la figure de gauche, ce qui montre une onde lumineuse qui est progressivement décalée vers le rouge comme il fait son chemin vers le haut contre l'accélération de la pesanteur. Cet effet a été confirmé expérimentalement, comme décrit ci-dessous .
Ce décalage de fréquence gravitationnelle correspond à une gravitationnelle dilatation du temps: Depuis l'observateur «supérieur» mesure la même onde lumineuse d'avoir une fréquence inférieure à l'observateur «inférieur», le temps doit être plus rapide pour passer l'observateur supérieur. Ainsi, le temps passe plus lentement pour les observateurs qui sont plus bas dans un champ gravitationnel.
Il est important de souligner que, pour chaque observateur, il n'y a pas de changements observables de l'écoulement du temps pour des événements ou des processus qui sont au repos dans son cadre de référence. Cinq minutes œufs que cadencée par l'horloge de chaque observateur ont la même consistance; jusqu'à un an passe sur chaque horloge, chaque observateur âges de ce montant; chaque horloge, en bref, est en parfait accord avec l'ensemble des processus qui se passe dans son voisinage immédiat. Ce est seulement lorsque les horloges sont comparées entre observateurs distincts que l'on peut remarquer que le temps se plus lentement pour l'observateur inférieur pour le supérieur. Cet effet est infime, mais il a aussi été confirmée expérimentalement dans de multiples expériences, comme décrit ci-dessous .
De la même manière, Einstein prédit la déviation gravitationnelle de la lumière: dans un champ gravitationnel, la lumière est dévié vers le bas. Quantitativement, ses résultats étaient outre par un facteur de deux; le bon calcul nécessite une formulation plus complète de la théorie de la relativité générale, et pas seulement le principe d'équivalence.
Les effets de marée
L'équivalence entre les effets gravitationnels et d'inertie ne constitue pas une théorie complète de la gravité. Quand il se agit d'expliquer la gravité près de notre propre position sur la surface de la Terre, notant que notre cadre de référence ne est pas en chute libre, de sorte que forces fictives sont à prévoir, fournit une explication appropriée. Mais un cadre de référence en chute libre sur un côté de la Terre ne peut pas expliquer pourquoi les gens sur le côté opposé de la Terre éprouvent une attraction gravitationnelle dans la direction opposée.
Une manifestation plus basique de la même effet implique deux corps qui tombent côte à côte vers la Terre. Dans un cadre de référence qui est en chute libre à côté de ces corps, ils semblent flotter en apesanteur - mais pas exactement ainsi. Ces organismes ne sont pas en baisse dans exactement la même direction, mais vers un point dans l'espace: à savoir, de la Terre du centre de gravité . Par conséquent, il est une composante du mouvement de chaque corps vers l'autre (voir la figure). Dans un petit environnement, comme un ascenseur en chute libre, cette accélération est minuscule par rapport, tandis que pour parachutistes sur les côtés opposés de la Terre, l'effet est grand. Ces différences en vigueur sont également responsables des marées dans les océans de la Terre, de sorte que le terme " effet de marée »est utilisé pour ce phénomène.
L'équivalence entre l'inertie et la gravité ne peut pas expliquer les effets de marée - il ne peut pas expliquer les variations dans le champ gravitationnel. Pour cela, il faut une théorie qui décrit la façon dont la matière (comme la grande masse de la Terre) affecte l'environnement d'inertie autour de lui.
De l'accélération à la géométrie
En explorant l'équivalence de la gravité et l'accélération ainsi que le rôle des forces de marée, Einstein a découvert plusieurs analogies avec le géométrie de surfaces. Un exemple est la transition à partir d'un cadre de référence inertiel (dans lequel les particules libres côte le long des sentiers droits à des vitesses constantes) à un cadre de référence de rotation (dans lequel les termes supplémentaires correspondant à forces fictives doivent être mis en place afin d'expliquer le mouvement des particules): ce est analogue à la transition d'une cartésienne Système (dans lequel les lignes de coordonnées sont des lignes droites) de coordonnées à un système (où les lignes de coordonnées ne est pas nécessairement linéaire) courbes de coordonnées.
Une analogie plus profonde concerne les forces de marée avec une propriété de surfaces appelé courbure. Pour les champs gravitationnels, l'absence ou la présence de forces de marée détermine si oui ou non l'influence de la gravité peut être éliminé en choisissant un cadre de référence en chute libre. De même, l'absence ou la présence de courbure détermine si oui ou non une surface est équivalent à un plan . À l'été de 1912, inspiré par ces analogies, Einstein a cherché une formulation géométrique de gravité.
Les objets élémentaires de la géométrie - points, lignes , triangles - sont traditionnellement définis dans trois dimensions l'espace ou sur deux dimensions surfaces. En 1907, le mathématicien Hermann Minkowski (qui était l'ancien professeur de mathématiques d'Einstein suisse polytechnique fédérale) a introduit une formulation géométrique d'Einstein théorie de la relativité dans lequel la géométrie comprenait non seulement l'espace, mais aussi du temps. L'entité de base de cette nouvelle géométrie est quatre dimensions l'espace-temps. Les orbites des corps en mouvement sont les courbes dans l'espace-temps; les orbites des corps se déplaçant à une vitesse constante sans changer de direction correspondent à des lignes droites.
Pour les surfaces, la généralisation de la géométrie d'un plan - une surface plane - à celle d'une surface courbe générale a été décrite au début du 19ème siècle par Carl Friedrich Gauss . Cette description avait à son tour été généralisé à des espaces de dimensions supérieures dans un formalisme mathématique introduit par Bernhard Riemann dans les années 1850. Avec l'aide de La géométrie de Riemann, Einstein a formulé une description géométrique de gravité dans lequel l'espace-temps de Minkowski est remplacé par déformée, espace courbe, tout comme les surfaces courbes sont une généralisation des surfaces planes ordinaires.
Après avoir réalisé la validité de cette analogie géométrique, il a fallu Einstein encore trois ans pour trouver la pierre angulaire manquante de sa théorie: les équations décrivant comment importance de la courbure de l'espace-temps influences. Ayant formulé ce qui est maintenant connu sous le nom Les équations d'Einstein (ou, plus précisément, ses équations du champ de gravité), il a présenté sa nouvelle théorie de la gravité lors de plusieurs sessions de la Académie des sciences de Prusse à la fin de 1915.
Géométrie et la gravitation
Paraphrasant John Wheeler, la théorie géométrique de la gravitation d'Einstein peut se résumer ainsi: l'espace-temps dit importe comment se déplacer; question raconte comment l'espace-temps courbe. Ce que cela signifie est abordée dans les trois sections suivantes, qui explorent le mouvement des particules dites essai, examiner les propriétés de la matière constituent une source de la gravité, et, enfin, introduire les équations d'Einstein, qui concernent ces propriétés de la matière à la courbure l'espace-temps.
Sonder le champ gravitationnel
Afin de cartographier influence gravitationnelle d'un corps, il est utile de réfléchir à ce que les physiciens appellent sonde ou particules de test: des particules qui sont influencés par la gravité, mais qui sont si petit et léger que nous pouvons négliger leur propre effet gravitationnel. En l'absence de gravité et d'autres forces extérieures, une particule de test se déplace le long d'une ligne droite à une vitesse constante. Dans la langue de l'espace-temps, ce qui est équivalent à dire que ces particules de test se déplacent le long droite lignes de monde dans l'espace-temps. En présence de la gravité, l'espace-temps est non-euclidienne, ou lignes courbes, et dans l'espace-temps courbes monde droites peuvent ne pas exister. Au lieu de cela, des particules de test se déplacent le long des lignes appelées géodésiques, qui sont "aussi droite que possible".
Une analogie simple est la suivante: En géodésie, la science de la mesure de la taille et la forme de la Terre, une géodésique (du grec "geo", la Terre, et "daiein", de diviser) est le plus court chemin entre deux points sur la surface de la Terre. Environ, une telle voie est une segment d'un grand cercle, tel qu'un ligne de longitude ou de l' équateur . Ces chemins sont certainement pas droit, tout simplement parce qu'ils doivent suivre la courbure de la surface de la Terre. Mais ils sont aussi droite que possible soumis à cette contrainte.
Les propriétés des géodésiques diffèrent de celles des lignes droites. Par exemple, sur un plan, des lignes parallèles ne se rencontrent jamais, mais ce ne est pas le cas pour géodésiques sur la surface de la Terre: par exemple, les lignes de longitude sont parallèles à l'équateur, mais se croisent au niveau des pôles. De manière analogue, les lignes d'univers de particules d'essai sont en chute libre géodésiques espace-temps, les lignes les plus droites possibles dans l'espace-temps. Mais il ya encore des différences cruciales entre eux et les lignes droites vraiment qui peuvent être tracés dans le espace-temps sans gravité de la relativité restreinte. Dans la relativité restreinte, géodésiques parallèles restent parallèles. Dans un champ gravitationnel avec des effets de marée, ce ne sera pas, en général, être le cas. Si, par exemple, deux corps sont initialement au repos par rapport à l'autre, mais sont ensuite déposés dans le champ gravitationnel de la Terre, ils se déplacent vers l'autre comme ils tombent vers le centre de la Terre.
Comparé avec les planètes et autres corps célestes, les objets de la vie quotidienne (personnes, voitures, maisons, même les montagnes) ont peu de masse. En ce qui concerne ces objets, les lois régissant le comportement des particules de test sont suffisants pour décrire ce qui se passe. En particulier, afin de dévier une particule de test à partir de sa trajectoire géodésique, une force extérieure doit être appliquée. Une personne assise sur une chaise essaie de suivre une géodésique, ce est-à tomber librement vers le centre de la Terre. Mais la présidence applique une force externe vers le haut empêchant la personne de tomber. De cette manière, la relativité générale explique l'expérience quotidienne de la gravité sur la surface de la terre vers le bas pas la traction d'une force de gravitation, mais comme la poussée vers le haut de forces extérieures. Ces forces dévier tous les corps reposant sur la surface de la Terre depuis les géodésiques qu'ils suivraient autrement. Pour les objets de matière dont l'influence gravitationnelle propre ne peut être négligé, les lois du mouvement sont un peu plus compliqué que pour les particules de test, même se il reste vrai que l'espace-temps dit importe comment se déplacer.
Les équations d'Einstein
Les équations d'Einstein sont la pièce maîtresse de la relativité générale. Ils fournissent une formulation précise de la relation entre la géométrie de l'espace-temps et les propriétés de la matière, en utilisant le langage des mathématiques. Plus concrètement, ils sont formulés en utilisant les concepts de La géométrie de Riemann, dans lequel les propriétés géométriques d'un espace (ou un espace-temps) sont décrits par une quantité appelée métrique. La métrique code pour l'information nécessaire pour calculer les notions géométriques fondamentales de la distance et de l'angle dans un espace courbe (ou espace-temps).
Une surface sphérique comme celle de la Terre fournit un exemple simple. L'emplacement de tout point de la surface peut être décrit par deux coordonnées: la géographique latitude et longitude. Contrairement aux coordonnées cartésiennes de l'avion, coordonnent différences ne sont pas les mêmes que les distances sur la surface, comme le montre le schéma de droite: pour quelqu'un à l'équateur, déplaçant 30 degrés de longitude ouest (ligne magenta) correspond à une distance de environ 3300 km (2100 mi). D'autre part, quelqu'un à une latitude de 55 degrés, se déplaçant 30 degrés de longitude ouest (ligne bleue) couvre une distance de seulement 1900 km (1200 mi). Donc coordonnées ne fournissent pas suffisamment d'informations pour décrire la géométrie d'une surface sphérique, voire la géométrie de tout espace plus compliqué ou l'espace-temps. Cette information est précisément ce qui est codé dans la métrique, ce qui est une fonction définie à chaque point de la surface (ou l'espace, ou l'espace-temps) et se rapporte à coordonner les différences différences de distance. Toutes les autres quantités qui sont d'intérêt pour la géométrie, tels que la longueur de ne importe quelle courbe donnée, ou l'angle sous lequel deux courbes répondent, peuvent être calculées à partir de cette fonction métrique.
La fonction métrique et son taux de variation d'un point à peuvent être utilisés pour définir une quantité géométrique appelé Tenseur de Riemann, qui décrit exactement comment l'espace (ou espace-temps) est incurvée à chaque point. Dans la relativité générale, la métrique et la courbure tenseur de Riemann sont des quantités définies à chaque point de l'espace-temps. Comme cela a déjà été mentionné, la teneur en matière du l'espace-temps définit une autre quantité, le Tenseur impulsion-énergie T, et le principe que «l'espace-temps dit importe comment se déplacer, l'espace-temps et de la matière raconte comment la courbe" signifie que ces quantités doivent être liés les uns aux autres. Einstein a formulé cette relation en utilisant le tenseur de courbure de Riemann et la métrique de définir une autre quantité géométrique G, maintenant appelé le Tenseur d'Einstein, qui décrit certains aspects de la façon dont l'espace-temps est courbe. L'équation d'Einstein déclare ensuite que
ce est à dire, jusqu'à un multiple constant, la quantité G (qui mesure la courbure) est assimilé à la quantité T (qui mesure la teneur en matière). Les constantes impliquées dans cette équation reflètent les différentes théories qui ont servi à sa fabrication: π est une des constantes de base de la géométrie, G est le constante gravitationnelle qui est déjà présent dans la gravitation newtonienne, et c est la vitesse de la lumière , la constante clé dans la relativité restreinte.
Cette équation est souvent appelé au pluriel comme les équations d'Einstein, puisque les quantités G et T sont chacun déterminés par plusieurs fonctions des coordonnées de l'espace-temps, et les équations assimiler chacune de ces fonctions composants. Une solution de ces équations décrivant une géométrie particulière de espace et le temps; par exemple, la Solution de Schwarzschild décrit la géométrie autour, une masse non rotative sphérique comme une étoile ou d'un trou noir , alors que le Solution de Kerr décrit un trou noir en rotation. D'autres solutions peuvent toujours décrire une onde gravitationnelle ou, dans le cas de la Friedmann-Lemaître solution-Robertson-Walker, un univers en expansion. La solution la plus simple est la non courbée Minkowski l'espace-temps, l'espace-temps décrite par la relativité restreinte.
Des essais expérimentaux
Aucune théorie scientifique est apodictiquement vrai; chacun est un modèle qui doit être vérifié par l'expérience. La loi de la gravitation de Newton a été acceptée, car elle représentait le mouvement des planètes et des lunes dans le système solaire avec une grande précision. Comme la précision des mesures expérimentales progressivement améliorés, certains écarts avec les prévisions de Newton ont été observés, et ceux-ci ont été prises en compte dans la théorie de la relativité générale. De même, les prédictions de la relativité générale doivent également être vérifiés avec l'expérience, et Einstein lui-même mis au point trois tests maintenant connu comme les tests classiques de la théorie:
- Gravité newtonien prédit que le orbite une seule planète autour d'une trace parfaitement sphérique étoiles devrait être une ellipse . La théorie d'Einstein prédit une courbe plus complexe: la planète se comporte comme si elle était en voyage autour d'une ellipse, mais en même temps, l'ellipse dans son ensemble tourne lentement autour de l'étoile. Dans le schéma de droite, l'ellipse prédite par la gravitation newtonienne est affichée en rouge, et une partie de l'orbite prédite par Einstein en bleu. Pour une planète en orbite autour du Soleil, cette déviation à partir des orbites de Newton est connu comme le anormale passage au périhélie. La première mesure de cet effet, pour la planète Mercure , remonte à 1859. Les résultats les plus précis pour le mercure et d'autres planètes à ce jour sont basées sur des mesures qui ont été menées entre 1966 et 1990, en utilisant des radiotélescopes . La relativité générale prédit le passage au périhélie anormale correcte pour toutes les planètes où cela peut être mesurée avec précision ( Mercure , Vénus et de la Terre ).
- Selon la relativité générale, la lumière ne se déplace pas en ligne droite quand il se propage dans un champ gravitationnel. Au lieu de cela, il est dévié en présence de corps massifs. En particulier, la lumière des étoiles est dévié de son passage près du Soleil, conduit à des changements apparents de jusqu'à 1,75 secondes d'arc dans les positions des étoiles dans le ciel de nuit (une seconde d'arc est égal à 1/3600 d'un degré ). Dans le cadre de la gravitation newtonienne, un argument heuristique peut être faite qui mène à la déviation de la lumière par la moitié de ce montant. Les différentes prédictions peuvent être testées en observant les étoiles qui sont près du Soleil pendant une éclipse solaire . De cette façon, une expédition britannique à l'Afrique de l'Ouest en 1919, dirigé par Arthur Eddington, a confirmé que la prédiction d'Einstein était correcte, et les prédictions newtoniens mal, par l'observation de la Mai 1919 éclipse. Les résultats de Eddington ne étaient pas très précis; observations ultérieures de la déviation de la lumière du lointain quasars par le soleil, qui utilisent des techniques très précises de radioastronomie, ont confirmé les résultats de Eddington avec beaucoup plus de précision (la première de ces mesures datent de 1967, la plus récente analyse complète à partir de 2004).
- Redshift gravitationnel a été mesurée la première fois dans un laboratoire en 1959 par Pound et Rebka. On le voit également dans les mesures astrophysiques, notamment pour la lumière se échappant du White Dwarf Sirius B . La connexes gravitationnelle effet de la dilatation du temps a été mesurée en transportant horloges atomiques à des altitudes entre des dizaines et des dizaines de milliers de kilomètres (d'abord par Hafele et Keating en 1971; plus de précision à ce jour par Gravity Probe A lancé en 1976).
De ces tests, seul le avance du périhélie de Mercure était connu avant la publication finale d'Einstein de la relativité générale en 1916. La confirmation expérimentale subséquente de ses autres prédictions, en particulier les premières mesures de la déviation de la lumière par le soleil en 1919, catapulté Einstein pour la célébrité internationale. Ces trois essais expérimentaux ont justifié l'adoption de la relativité générale sur la théorie de Newton et, accessoirement, sur un certain nombre de alternatives à la relativité générale qui avaient été proposés.
D'autres tests de la relativité générale comprennent des mesures de précision de la Effet Shapiro ou de retard de temps gravitationnelle de la lumière, le plus récemment en 2002 par le Cassini sonde spatiale. Une série de tests se concentre sur les effets prévus par la relativité générale pour le comportement de gyroscopes voyageant à travers l'espace. L'un de ces effets, précession géodésique, a été testé avec le Réflecteur lunaire (des mesures de haute précision de l'orbite de la Lune ). Un autre, qui est lié à des masses en rotation, est appelée frame-glisser. Les effets géodésiques et châssis-glisser ont tous deux été testés par le Gravity Probe B expérience satellite lancé en 2004, avec des résultats confirmant la relativité à 0,5% et 15%, respectivement, en Décembre 2008.
En normes cosmiques, la gravité dans le système solaire est faible. Depuis les différences entre les prédictions d'Einstein et les théories de Newton sont plus prononcés lorsque la gravité est forte, les physiciens se intéressent depuis longtemps à tester différents effets relativistes dans un cadre avec relativement forts champs gravitationnels. Cela est devenu possible grâce à des observations de précision de pulsars binaires. Dans un tel système d'étoiles, deux très compact étoiles à neutrons en orbite autour de l'autre. Au moins l'un d'eux est un pulsar - un objet astronomique qui émet un faisceau étroit d'ondes radio. Ces faisceaux frappent la Terre à intervalles très réguliers, de façon similaire à la façon dont le faisceau tournant d'un phare signifie qu'un observateur voit un clin phare, et peut être observé comme une série très régulière d'impulsions. La relativité générale prédit déviations spécifiques de la régularité de ces impulsions radio. Par exemple, à des moments où les ondes radio passent près de l'autre étoile à neutrons, ils doivent être déviés par le champ gravitationnel de l'étoile. Les séquences d'impulsions observées sont remarquablement proches de ceux prédits par la relativité générale.
Un ensemble particulier d'observations est liée à des applications pratiques éminemment utiles, à savoir systèmes de navigation par satellite comme le Système de positionnement mondial qui sont utilisés à la fois pour précise positionnement et chronométrage. De tels systèmes se appuient sur deux ensembles de horloges atomiques: les horloges à bord des satellites en orbite de la Terre, et horloges de référence stationnées sur la surface de la Terre. La relativité générale prédit que ces deux ensembles d'horloges doivent cocher à des taux légèrement différents, en raison de leurs différents mouvements (un effet déjà prédit par la relativité restreinte) et leurs différentes positions dans le champ gravitationnel de la Terre. Afin d'assurer la précision du système, les horloges des satellites sont soit ralentis par un facteur relativiste, ou même facteur est faite partie de l'algorithme d'évaluation. À leur tour, les tests de la précision du système (en particulier les mesures très approfondies qui font partie de la définition de universel coordonné heure) témoignent de la validité des prédictions relativistes.
Un certain nombre d'autres tests ont exploré la validité de différentes versions de la Principe d'Equivalence; à proprement parler, toutes les mesures de gravité dilatation du temps sont des tests de la version faible de ce principe, pas de la relativité générale elle-même. Jusqu'à présent, la relativité générale a passé tous les tests d'observation.
Applications astrophysiques
Les modèles fondés sur la relativité générale jouent un rôle important dans l'astrophysique , et le succès de ces modèles est une preuve supplémentaire de la validité de la théorie.
Lentille gravitationnelle
Puisque la lumière est déviée dans un champ gravitationnel, il est possible pour la lumière d'un objet éloigné pour atteindre un observateur le long de deux ou plusieurs chemins. Par exemple, la lumière d'un objet très lointain comme un quasar peut passer le long d'un côté d'une immense galaxie et être dévié légèrement de manière à atteindre un observateur sur la Terre, tandis que la lumière passant le long du côté opposé de cette même galaxie est dévié ainsi, atteindre le même observateur d'une direction légèrement différente. En conséquence, cet observateur particulier verra un objet astronomique à deux endroits différents dans le ciel de nuit. Ce genre de focalisation est bien connu quand il se agit de lentilles optiques, et donc l'effet gravitationnel correspondant est appelé lentille gravitationnelle.
Astronomie observationnelle utilise des effets lenticulaires comme un outil important pour déduire les propriétés de l'objet de lentille. Même dans les cas où cet objet ne est pas directement visible, la forme d'une image à lentille fournit des informations sur la masse de distribution responsable de la déviation de la lumière. En particulier, lentille gravitationnelle fournit une façon de mesurer la distribution de la matière noire , qui ne donne pas de lumière et peut être observée que par ses effets gravitationnels. Une application particulièrement intéressante sont des observations à grande échelle, où les masses lenticulaires sont répartis sur une fraction importante de l'univers observable, et peut être utilisé pour obtenir des informations sur les propriétés de grande envergure et de l'évolution de notre cosmos.
Les ondes gravitationnelles
Les ondes gravitationnelles, une conséquence directe de la théorie d'Einstein, sont des distorsions de la géométrie qui se propagent à la vitesse de la lumière, et peuvent être considérés comme des ondulations dans l'espace-temps. Ils ne doivent pas être confondus avec le ondes de gravité de la dynamique des fluides, qui sont un concept différent.
Indirectement, l'effet des ondes gravitationnelles a été détecté dans les observations d'étoiles binaires spécifiques. Ces paires d'étoiles l'orbite de l'autre et, comme ils le font, peu à peu perdre de l'énergie en émettant des ondes gravitationnelles. Pour les étoiles ordinaires comme notre soleil, cette perte d'énergie serait trop faible pour être détectable, mais cette perte d'énergie a été observée en 1974 dans un pulsar binaire appelé PSR1913 + 16. Dans un tel système, l'une des étoiles en orbite autour d'un pulsar est. Cela a deux conséquences: un pulsar est un objet extrêmement dense connu comme un étoile à neutrons, pour lesquels l'émission d'ondes gravitationnelles est beaucoup plus forte que pour les étoiles ordinaires. En outre, un pulsar émet un faisceau étroit de rayonnement électromagnétique à partir de ses pôles magnétiques. Lors de la rotation des pulsars, ses balayages de faisceau sur la Terre, où il est considéré comme une série régulière d'impulsions radio, tout comme un navire en mer observe clignote réguliers de lumière provenant de la rotation dans un phare. Ce motif régulier de la radio impulsions fonctionne comme une "horloge" très précis. Il peut être utilisé pour chronométrer la période orbitale de l'étoile double, et il réagit de manière sensible à des distorsions de l'espace-temps dans son voisinage immédiat.
Les découvreurs de PSR1913 + 16, Russell Hulse et Joseph Taylor, ont reçu le prix Nobel de physique en 1993. Depuis lors, plusieurs autres pulsars binaires ont été trouvées. Les plus utiles sont ceux dans lesquels les deux étoiles sont pulsars, car ils fournissent les tests les plus précis de la relativité générale.
Actuellement, un objectif majeur de la recherche dans la relativité est la détection directe des ondes gravitationnelles. À cette fin, un certain nombre de terrestres détecteurs d'ondes gravitationnelles sont en opération, et une mission de lancer un détecteur spatial, LISA, est actuellement en cours de développement, avec une mission de précurseur ( LISA Pathfinder) dont le lancement en Juin 2013. Si les ondes gravitationnelles sont détectés, ils pourraient être utilisés pour obtenir des informations sur les objets compacts tels que les étoiles à neutrons et les trous noirs , et aussi de sonder l'état du début des univers fractions de seconde après le Big Bang .
Trous noirs
Lorsque la masse est concentrée dans une suffisamment région compacte de l'espace, la relativité générale prédit la formation d'un trou noir - une région de l'espace avec une attraction gravitationnelle si forte que même la lumière ne peut échapper. Certains types de trous noirs sont pensés pour être l'état final dans l' évolution de massives étoiles . D'autre part, trous noirs supermassifs avec la masse de millions, voire des milliards de Soleils sont supposés résider dans les noyaux de la plupart des galaxies , et ils jouent un rôle clé dans actuelle modèles de comment les galaxies se sont formées au cours des derniers milliards d'années.
Matière tombant sur un objet compact est l'un des mécanismes les plus efficaces pour libérer l'énergie sous forme de rayonnement et de la matière tombant sur les trous noirs est pensé pour être responsable de certains des plus brillants phénomènes astronomiques imaginables. Parmi les exemples notables de grand intérêt pour les astronomes sont les quasars et les autres types de noyaux actifs de galaxies. Dans de bonnes conditions, la chute des matières accumulant autour d'un trou noir peut conduire à la formation de jets, dans lequel les faisceaux de matière sont axés jeté loin dans l'espace à des vitesses proches de celle de la lumière .
Il ya plusieurs propriétés qui en font la plupart des trous noirs sources prometteuses d'ondes gravitationnelles. Une des raisons est que les trous noirs sont les objets les plus compacts qui peuvent orbite de l'autre dans le cadre d'un système binaire; en conséquence, les ondes gravitationnelles émises par un tel système sont particulièrement fortes. Une autre raison découle de ce que l'on appelle trou noir théorèmes d'unicité: au fil du temps, les trous noirs conservent seulement un ensemble minimal de caractéristiques distinctives (depuis différents styles de cheveux sont une partie cruciale de ce qui donne des personnes différentes de leurs différentes apparences, ces théorèmes sont devenus connus comme " pas de cheveux "théorèmes). Par exemple, dans le long terme, l'effondrement d'une question hypothétique cube ne se traduira pas dans un trou noir en forme de cube. Au lieu de cela, le trou noir résultant sera indiscernable d'un trou noir formé par l'effondrement d'une masse sphérique, mais avec une différence importante: dans sa transition vers une forme sphérique, le trou noir formé par l'effondrement d'un cube émet des ondes gravitationnelles .
Cosmologie
Un des aspects les plus importants de la relativité générale est qu'il peut être appliqué à l' univers dans son ensemble. Un point clé est que, sur de grandes échelles, notre univers semble être construit le long des lignes très simples: toutes les observations actuelles suggèrent que, en moyenne, la structure du cosmos devrait être approximativement le même, quel que soit l'emplacement ou la direction de l'observation d'un observateur : l'univers est d'environ homogène et isotrope. Ces univers relativement simples peuvent être décrits par de simples solutions de l'équation d'Einstein. Les actuels modèles cosmologiques de l'univers sont obtenus en combinant ces solutions simples à la relativité générale avec les théories décrivant les propriétés de l'univers de la matière de contenu, à savoir la thermodynamique , au nucléaire et la physique des particules . Selon ces modèles, notre univers actuel a émergé d'un état à haute température extrêmement dense (le Big Bang ) environ 14 milliard il ya des années, et a été en pleine expansion depuis.
Les équations d'Einstein peut être généralisées en ajoutant un terme appelé constante cosmologique. Lorsque ce terme est présent, l'espace vide lui-même agit comme une source de attrayant ou, exceptionnellement, gravité répulsive. Einstein introduit à l'origine ce terme dans son travail de pionnier sur la cosmologie papier 1917, avec une motivation très spécifique: la pensée cosmologique contemporaine tenu l'univers d'être statique, et le terme supplémentaire a été nécessaire pour construire des univers de modèles statiques dans le cadre de la relativité générale. Quand il est devenu évident que l'univers est pas statique, mais en expansion, Einstein n'a pas tardé à se débarrasser de ce terme supplémentaire; prématurément, comme nous le savons aujourd'hui: Depuis environ 1998, sur un corps d'accumuler progressivement des éléments de preuve astronomique a montré que l'expansion de l'univers est l'accélération d'une manière qui suggère la présence d'une constante cosmologique ou, de façon équivalente, d'une énergie sombre avec spécifique propriétés qui imprègne tout l'espace.
La recherche moderne: la relativité générale et au-delà
La relativité générale est très réussi à fournir un cadre pour des modèles précis qui décrivent un éventail impressionnant de phénomènes physiques. D'autre part, il ya beaucoup de questions ouvertes intéressants, et en particulier, la théorie dans son ensemble est presque certainement incomplète.
Contrairement à toutes les autres théories modernes de interactions fondamentales, la relativité générale est une théorie classique: il ne comprend pas les effets de la physique quantique . La quête pour une version quantique de la relativité générale aborde l'un des plus fondamentaux des questions ouvertes en physique. Bien qu'il existe des candidats prometteurs pour une telle théorie de la gravité quantique, notamment la théorie des cordes et gravité quantique à boucles, il est à l'heure actuelle aucune théorie cohérente et complète. Il a longtemps été espéré qu'une théorie de la gravité quantique permettrait aussi d'éliminer un autre aspect problématique de la relativité générale: la présence de singularités de l'espace-temps. Ces singularités sont à laquelle la géométrie devient mal défini, avec la conséquence que la relativité générale elle-même perd son pouvoir prédictif des frontières («bords tranchants») de l'espace-temps. En outre, il ya ce qu'on appelle des théorèmes de singularité qui prédisent que ces singularités doivent existent au sein de l'univers, si les lois de la relativité générale devaient tenir sans aucune modification quantiques. Les exemples les plus connus sont les singularités associées avec les univers de modèles qui décrivent les trous noirs et le début de l'univers .
D'autres tentatives pour modifier la relativité générale ont été faites dans le cadre de la cosmologie . Dans les modèles cosmologiques modernes, plus d'énergie dans l'univers est dans les formes qui ont jamais été détectées directement, à savoir l'énergie noire et matière noire . Il ya eu plusieurs propositions controversées Pour obvier à la nécessité de ces formes énigmatiques de matière et d'énergie, en modifiant les lois régissant la gravité et la dynamique de l'expansion cosmique, par exemple la dynamique newtonienne modifiée.
Au-delà des défis d'effets quantiques et de la cosmologie, la recherche sur la relativité générale est riche de possibilités pour une exploration plus poussée: relativistes mathématiques explorent la nature des singularités et les propriétés fondamentales des équations d'Einstein, des simulations informatiques de plus en plus complets de spacetimes spécifiques (tels que ceux fusion décrivant trous noirs) sont exécutés, et la course pour la première détection directe des ondes gravitationnelles continuent de plus belle. Plus de quatre vingt dix ans après la théorie a d'abord été publié, la recherche est plus actif que jamais.
