Obecná teorie relativity předpovídá mnoho efektů. Za prvé, pro slabá gravitační pole a pomalu se pohybující tělesa reprodukuje předpovědi Newtonovy teorie gravitace , jak by to mělo být podle principu korespondence . Jeho specifické účinky se projevují v silných polích (například u kompaktních astrofyzikálních objektů) a nebo u relativisticky se pohybujících těles a objektů (například ohyb světla). Obecná teorie relativity předpovídá v případě slabých polí pouze slabé korekční efekty, které však již byly v případě sluneční soustavy naměřeny s přesností na zlomek procenta a běžně se s nimi ve vesmíru počítá. navigační programy a hlášení astronomických pozorování .
Vliv zrychlení na vztažné soustavy poprvé popsal Albert Einstein již v roce 1907 [1] v rámci speciální teorie relativity . Jsou v něm tedy přítomny i některé níže popsané efekty, a to nejen v obecné relativitě. (Jejich úplný popis, v souladu s experimentem, je však možný pouze v rámci obecné teorie relativity; např. vychýlení světelného paprsku v gravitačním poli, vypočtené v rámci SRT, dává výsledek dvakrát tak malé jako v obecné teorii relativity a v pozorováních.) [1]
Prvním z těchto efektů je gravitační dilatace času , díky které budou hodiny běžet tím pomaleji, čím hlouběji v gravitační studni (blíže ke gravitujícímu tělu) jsou. Tento efekt byl přímo potvrzen v Hafele-Keatingově experimentu [2] a je zohledněn v systémech satelitní navigace ( GPS , GLONASS , Galileo ) [3] . Absence takového účtování by vedla k posunu v řádu desítek mikrosekund za den (tedy ke ztrátě přesnosti určování polohy měřené v kilometrech za den).
Přímo související efekt je gravitační červený posuv světla . Tento efekt je chápán jako pokles frekvence světla vzhledem k místním hodinám (respektive posun spektrálních čar k červenému konci spektra vzhledem k místním měřítkům), když se světlo šíří mimo gravitační studnu (z oblasti s nižším gravitačním potenciálem do oblasti s vyšším potenciálem). Gravitační rudý posuv byl detekován ve spektrech hvězd a Slunce a byl spolehlivě potvrzen v experimentu Pounda a Rebky [4] [5] [6] .
Gravitační dilatace času s sebou nese další efekt zvaný Shapiro efekt (také známý jako zpoždění gravitačního signálu). Kvůli tomuto efektu se elektromagnetické signály pohybují déle v gravitačním poli než v nepřítomnosti tohoto pole. Tento jev byl objeven při radaru planet sluneční soustavy , při komunikaci s kosmickými loděmi prolétajícími za Sluncem a také při pozorování signálů z binárních pulsarů [7] [8] .
K zakřivení dráhy světla dochází v jakékoli zrychlené vztažné soustavě. Detaily pozorované trajektorie a efekty gravitační čočky však závisí na zakřivení časoprostoru. Einstein nejprve vypočítal odchylku paprsku světla v gravitačním poli v 1907 , zatímco zůstane uvnitř SRT a aplikuje místní princip ekvivalence ; zakřivení trajektorií se ukázalo být stejné, jaké předpověděla klasická mechanika pro částice pohybující se rychlostí světla [1] . Až v roce 1916 Einstein zjistil, že úhlový posun ve směru šíření světla v obecné teorii relativity je dvakrát větší než v Newtonově teorii [9] [10] . Tato předpověď se tedy stala dalším způsobem, jak testovat obecnou relativitu.
Od roku 1919 je tento jev potvrzován astronomickými pozorováními hvězd během zatmění Slunce a také radiointerferometrickými pozorováními kvasarů procházejících poblíž Slunce během jeho cesty po ekliptice [11] .
Pod vlivem obrovské hmoty Slunce se zkresluje pohled na nebeskou sféru nejen v její blízkosti, ale i na velké úhlové vzdálenosti, i když v menší míře. Přesná astrometrická pozorování pozic hvězd satelitem Hipparcos tento efekt potvrdila. Družice provedla 3,5 milionu měření polohy hvězd s typickou chybou 3 tisíciny obloukové sekundy (miliarsekundy, mas). Při měřeních s takovou přesností se dokonce i gravitační odchylka světla hvězdy, která je na nebeské sféře od Slunce vzdálená 90°, stává významnou; v takové "kvadraturní" poloze je tato odchylka rovna 4,07 ms . Vlivem ročního pohybu Slunce v nebeské sféře se odchylky hvězd mění, což umožňuje studovat závislost odchylky na vzájemné poloze Slunce a hvězdy. Střední kvadratická chyba naměřené gravitační odchylky, zprůměrovaná ze všech měření, byla 0,0016 mas , ačkoli systematické chyby snižují přesnost, se kterou jsou měření v souladu s předpovědí GR, na 0,3 % [12] .
Gravitační čočka [13] nastává, když je jeden vzdálený masivní objekt blízko nebo přímo na linii spojující pozorovatele s jiným mnohem vzdálenějším objektem. V tomto případě vede zakřivení trajektorie světla bližší hmotou ke zkreslení tvaru vzdáleného objektu, což při nízkém rozlišení pozorování vede především ke zvýšení celkové jasnosti vzdáleného objektu, takže tento jev se nazývalo lensing. Prvním příkladem gravitační čočky bylo v roce 1979 pořízení dvou blízkých snímků téhož kvasaru QSO 0957+16 A, B ( z = 1,4 ) anglickými astronomy D. Walsh et al. unisono, astronomové si uvědomili, že se ve skutečnosti jedná o dva snímky téhož kvasaru, vlivem působení gravitační čočky. Brzy našli samotnou čočku, vzdálenou galaxii (z=0,36) ležící mezi Zemí a kvasarem“ [14] . Od té doby bylo nalezeno mnoho dalších příkladů vzdálených galaxií a kvasarů ovlivněných gravitační čočkou. Známý je například tzv. Einsteinův kříž , kdy galaxie zečtyřnásobí obraz vzdáleného kvasaru v podobě kříže.
Zvláštní typ gravitační čočky se nazývá Einsteinův prstenec nebo oblouk . Einsteinův prstenec vzniká, když je pozorovaný objekt přímo za jiným objektem se sféricky symetrickým gravitačním polem. V tomto případě je světlo ze vzdálenějšího objektu vnímáno jako prstenec kolem bližšího objektu. Pokud je vzdálený objekt mírně posunut na jednu stranu a/nebo gravitační pole není sféricky symetrické, objeví se místo toho částečné prstence zvané oblouky.
A konečně, každá hvězda může zvýšit jas, když před ní projde kompaktní hmotný objekt. V tomto případě nelze zvětšené a gravitačně zkreslené obrazy vzdálené hvězdy rozlišit (jsou příliš blízko u sebe) a hvězda jednoduše zvýší jas. Tento efekt se nazývá mikročočka a dnes je pravidelně pozorován v rámci projektů, které studují neviditelná tělesa naší Galaxie gravitační mikročočkou světla z hvězd - MACHO [15] , EROS a další.
Černá díra je oblast ohraničená tzv. horizontem událostí , který nemůže opustit hmota ani informace . Předpokládá se, že takové oblasti mohou vzniknout zejména v důsledku kolapsu hmotných hvězd . Vzhledem k tomu, že hmota může vstoupit do černé díry (například z mezihvězdného média ), ale nemůže ji opustit, hmotnost černé díry se může s časem pouze zvětšovat.
Stephen Hawking však ukázal, že černé díry mohou ztratit hmotnost [16] v důsledku záření, nazývaného Hawkingovo záření . Hawkingovo záření je kvantový efekt, který neporušuje klasickou obecnou teorii relativity.
Je známo mnoho kandidátů na černé díry, zejména supermasivní objekt spojený s rádiovým zdrojem Sagittarius A* v centru naší Galaxie [17] . Většina vědců je přesvědčena, že pozorované astronomické jevy spojené s tímto a dalšími podobnými objekty spolehlivě potvrzují existenci černých děr, existují však i jiná vysvětlení: například místo černých děr jsou navrhovány bosonické hvězdy a další exotické objekty [18] .
Obecná teorie relativity koriguje předpovědi Newtonovy teorie nebeské mechaniky týkající se dynamiky gravitačně vázaných systémů: Sluneční soustavy , dvojhvězd atd.
Prvním účinkem obecné teorie relativity bylo, že perihelia všech planetárních drah budou precesovat , protože Newtonův gravitační potenciál by měl malý přírůstek, což vedlo k vytvoření otevřených drah . Tato předpověď byla prvním potvrzením obecné teorie relativity, protože velikost precese, odvozená Einsteinem v roce 1916 , se zcela shodovala s anomální precesí perihelia Merkuru [19] . Tím byl v té době vyřešen známý problém nebeské mechaniky [20] .
Později byla relativistická periheliová precese pozorována také na Venuši, Zemi a jako silnější efekt v binárním pulsarovém systému . [21] Za objev prvního dvojitého pulsaru PSR B1913+16 v roce 1974 a studium vývoje jeho orbitálního pohybu, ve kterém se projevují relativistické efekty, obdrželi R. Hulse a D. Taylor v roce 1993 Nobelovu cenu za fyziku [22] .
Dalším efektem je změna oběžné dráhy spojená s gravitačním zářením binárního (a vícenásobného) systému těles. Tento efekt je pozorován v systémech s blízko sebe umístěnými hvězdami a spočívá v poklesu [23] oběžné doby. Hraje důležitou roli ve vývoji blízkých dvojhvězd a více hvězd [24] . Účinek byl poprvé pozorován ve výše zmíněném systému PSR B1913+16 a shodoval se s predikcemi GR s přesností 0,2 %.
Dalším efektem je geodetická precese . Představuje precesi pólů rotujícího objektu v důsledku paralelních translačních efektů v křivočarém časoprostoru. Tento efekt chybí v Newtonově teorii gravitace. Předpověď geodetické precese byla testována v experimentu se sondou NASA Gravity Probe B . Francis Everitt, vedoucí výzkumu dat získaných sondou, na plenárním zasedání Americké fyzikální společnosti dne 14. dubna 2007 uvedl, že analýza dat z gyroskopu umožnila s přesností potvrdit geodetické precese předpovězené Einsteinem . lepší než 1 % [25] . V květnu 2011 byly zveřejněny konečné výsledky zpracování těchto dat [26] : geodetická precese byla −6601,8 ± 18,3 milisekund oblouku (mas) za rok, což se v rámci experimentální chyby shoduje s hodnotou predikovanou GR. −6606,1 mas/rok . Tento efekt byl již dříve ověřen také pozorováním posunu drah geodetických družic LAGEOS a LAGEOS-2 a rotace osy rotace pulsaru PSR B1913+16 ; odchylky od teoretických předpovědí obecné teorie relativity nebyly v mezích chyb odhaleny.
Přitažlivost inerciálních vztažných soustav rotujícím tělesem spočívá v tom, že rotující hmotný objekt „táhne“ časoprostor ve směru své rotace: vzdálený pozorovatel v klidu vzhledem k těžišti rotujícího tělesa zjistí že nejrychlejší hodiny, to znamená, že spočívají ve vztahu k lokálně inerciální vztažné soustavě , v pevné vzdálenosti od objektu jsou hodiny, které mají složku pohybu kolem rotujícího objektu ve směru rotace, a ne ty, které jsou v klidu vzhledem k pozorovateli, jak se to děje u nerotujícího masivního objektu. Podobně vzdálený pozorovatel zjistí, že světlo se šíří rychleji ve směru rotace objektu než proti jeho rotaci. Strhávání inerciálních vztažných soustav také způsobí změnu orientace gyroskopu v čase. Pro kosmickou loď na polární oběžné dráze je směr tohoto efektu kolmý na geodetickou precesi zmíněnou výše .
Vzhledem k tomu, že účinek odporu inerciálních referenčních soustav je 170krát slabší než účinek geodetické precese, vědci ze Stanfordu extrahovali jeho „otisky prstů“ po dobu 5 let z informací získaných na satelitu Gravity Probe B , který byl speciálně vypuštěn k měření tohoto efektu . V květnu 2011 byly oznámeny konečné výsledky mise [26] : naměřená hodnota odporu byla −37,2 ± 7,2 milisekund oblouku (mas) za rok, což se v rámci přesnosti shoduje s predikcí GR: −39,2 ms/rok .