Generel relativitetsteori forudsiger mange effekter. Først og fremmest, for svage gravitationsfelter og langsomt bevægende legemer, gengiver den forudsigelserne fra den newtonske teori om tyngdekraften , som den burde være ifølge korrespondanceprincippet . Dens specifikke virkninger kommer til udtryk i stærke felter (for eksempel i kompakte astrofysiske objekter) og/eller for relativistisk bevægende kroppe og objekter (for eksempel lysafbøjning). I tilfælde af svage felter forudsiger den generelle relativitetsteori kun svage korrektionseffekter, som dog allerede er målt i solsystemets tilfælde med en nøjagtighed på en brøkdel af en procent og rutinemæssigt tages i betragtning i rummet navigationsprogrammer og rapportering af astronomiske observationer .
For første gang blev accelerationens indflydelse på referencerammer beskrevet af Albert Einstein tilbage i 1907 [1] inden for rammerne af den særlige relativitetsteori . Således er nogle af virkningerne beskrevet nedenfor også til stede i den, og ikke kun i den generelle relativitetsteori. (Men deres fulde beskrivelse, i overensstemmelse med eksperimentet, er kun mulig inden for rammerne af den generelle relativitetsteori; for eksempel giver afbøjningen af en lysstråle i et gravitationsfelt, beregnet inden for rammerne af SRT, et resultat to gange så lille som i generel relativitetsteori og i observationer.) [1]
Den første af disse effekter er gravitationstidsudvidelse , på grund af hvilken ethvert ur vil gå jo langsommere, jo dybere i gravitationsbrønden (tættere på gravitationslegemet) de er. Denne effekt blev direkte bekræftet i Hafele-Keating-eksperimentet [2] og tages i betragtning i satellitnavigationssystemer ( GPS , GLONASS , Galileo ) [3] . Fraværet af sådan regnskab vil føre til en drift på titusvis af mikrosekunder pr. dag (det vil sige et tab af positioneringsnøjagtighed, målt i kilometer pr. dag).
En direkte relateret effekt er den gravitationelle rødforskydning af lys . Denne effekt forstås som et fald i lysets frekvens i forhold til det lokale ur (henholdsvis et skift af spektrallinjerne til den røde ende af spektret i forhold til lokale skalaer), når lys forplanter sig ud af gravitationsbrønden (fra et område) med et lavere gravitationspotentiale til et område med et højere potentiale). Gravitationsrødforskydning blev detekteret i stjernernes og Solens spektre og blev pålideligt bekræftet i eksperimentet med Pound og Rebka [4] [5] [6] .
Gravitationstidsudvidelse medfører en anden effekt kaldet Shapiro-effekten (også kendt som gravitationssignalforsinkelse). På grund af denne effekt rejser elektromagnetiske signaler længere i gravitationsfeltet end i fravær af dette felt. Dette fænomen er blevet opdaget under radaren af solsystemets planeter , når man kommunikerer med rumfartøjer, der passerer bag Solen, og også når man observerer signaler fra binære pulsarer [7] [8] .
Krumning af lysets vej opstår i enhver accelereret referenceramme. Detaljen af den observerede bane og gravitationslinseeffekterne afhænger dog af rumtidens krumning. Einstein beregnede først afbøjningen af en lysstråle i et gravitationsfelt i 1907 , mens han forblev inden for SRT og anvendte det lokale ækvivalensprincip ; krumningen af banerne viste sig at være den samme, som den klassiske mekanik forudsagde for partikler, der bevæger sig med lysets hastighed [1] . Det var først i 1916, at Einstein opdagede, at vinkelforskydningen i lysets udbredelsesretning i den almene relativitetsteori er dobbelt så stor som i den newtonske teori [9] [10] . Således er denne forudsigelse blevet en anden måde at teste generel relativitet på.
Siden 1919 er dette fænomen blevet bekræftet af astronomiske observationer af stjerner under solformørkelser , samt af radiointerferometriske observationer af kvasarer , der passerer nær Solen under dens rejse langs ekliptikken [11] .
Under påvirkning af Solens enorme masse er udsigten til himmelsfæren forvrænget ikke kun i nærheden af den, men også i store vinkelafstande, dog i mindre grad. Nøjagtige astrometriske observationer af stjernernes positioner ved Hipparcos-satellitten bekræftede effekten. Satellitten foretog 3,5 millioner målinger af stjerners position med en typisk fejl på 3 tusindedele af et buesekund (millibuesekunder, mas). Med målinger med en sådan nøjagtighed bliver selv tyngdekraftens afbøjning fra Solen af lyset fra en stjerne, der er 90° væk fra Solen på himmelsfæren, betydelig; i en sådan "kvadratur"-position er denne afvigelse lig med 4,07 mas . På grund af Solens årlige bevægelse i himmelsfæren ændres stjernernes afvigelser, hvilket gør det muligt at studere afvigelsens afhængighed af Solens og stjernens relative position. Grund-middel-kvadrat-fejlen for den målte gravitationsafvigelse, gennemsnittet over alle målinger, var 0,0016 mas , selvom systematiske fejl forringer nøjagtigheden, hvormed målinger er i overensstemmelse med GR-forudsigelser til 0,3 % [12] .
Gravitationslinser [13] opstår, når et fjernt massivt objekt er tæt på eller direkte på linjen, der forbinder observatøren med et andet objekt langt længere væk. I dette tilfælde fører krumningen af lysbanen med en tættere masse til en forvrængning af formen af det fjerne objekt, som ved lav observationsopløsning hovedsageligt fører til en stigning i den samlede lysstyrke af det fjerne objekt, så dette fænomen blev kaldt linse. Det første eksempel på gravitationslinser var erhvervelsen i 1979 af to nærbilleder af den samme kvasar QSO 0957+16 A, B ( z = 1,4 ) af engelske astronomer D. Walsh et al. unisont, astronomer indså, at de faktisk var to billeder af den samme kvasar, på grund af virkningen af en gravitationslinse. Snart fandt de selve linsen, en fjern galakse (z=0,36), der lå mellem Jorden og kvasaren” [14] . Siden da er der fundet mange andre eksempler på fjerne galakser og kvasarer påvirket af gravitationslinser. For eksempel kendes det såkaldte Einstein-kors , når galaksen firdobler billedet af en fjern kvasar i form af et kors.
En særlig type gravitationslinser kaldes en Einstein-ring eller -bue . En Einstein-ring opstår, når et observeret objekt er direkte bag et andet objekt med et sfærisk symmetrisk gravitationsfelt. I dette tilfælde ses lyset fra det fjernere objekt som en ring omkring det tættere objekt. Hvis det fjerne objekt er lidt forskudt til den ene side og/eller tyngdefeltet ikke er sfærisk symmetrisk, vil der i stedet opstå delringe kaldet buer.
Endelig kan enhver stjerne stige i lysstyrke, når en kompakt massiv genstand passerer foran den. I dette tilfælde kan forstørrede og gravitationsmæssigt forvrængede billeder af den fjerne stjerne ikke løses (de er for tæt på hinanden), og stjernen stiger simpelthen i lysstyrke. Denne effekt kaldes mikrolinsing , og den observeres nu regelmæssigt inden for rammerne af projekter, der studerer vores galakse usynlige kroppe ved gravitationel mikrolinsing af lys fra stjerner - MACHO [15] , EROS og andre.
Et sort hul er et område begrænset af den såkaldte begivenhedshorisont , som hverken stof eller information kan forlade . Det antages, at sådanne områder kan dannes, især som et resultat af sammenbrud af massive stjerner . Da stof kan komme ind i et sort hul (for eksempel fra det interstellare medium ), men ikke kan forlade det, kan massen af et sort hul kun stige med tiden.
Stephen Hawking viste dog, at sorte huller kan miste masse [16] på grund af stråling, kaldet Hawking-stråling . Hawking-stråling er en kvanteeffekt, der ikke krænker den klassiske generelle relativitetsteori.
Mange kandidater til sorte huller er kendt, især et supermassivt objekt forbundet med Sagittarius A* -radiokilden i midten af vores galakse [17] . De fleste videnskabsmænd er overbevist om, at de observerede astronomiske fænomener forbundet med dette og andre lignende objekter pålideligt bekræfter eksistensen af sorte huller, men der er andre forklaringer: for eksempel foreslås bosoniske stjerner og andre eksotiske objekter i stedet for sorte huller [18] .
Generel relativitet korrigerer forudsigelserne fra den Newtonske teori om himmelmekanik vedrørende dynamikken i gravitationsbundne systemer: solsystemet , binære stjerner osv.
Den første effekt af generel relativitetsteori var, at perihelionerne af alle planetariske baner ville præcessere , da Newtons gravitationspotentiale ville have en lille tilføjelse, hvilket førte til dannelsen af åbne baner . Denne forudsigelse var den første bekræftelse af den generelle relativitetsteori, siden størrelsen af præcessionen, udledt af Einstein i 1916 , faldt fuldstændig sammen med den unormale præcession af Merkurs perihelium [19] . Således var det velkendte problem med himmelmekanik [20] løst på det tidspunkt .
Senere blev relativistisk perihelionpræcession også observeret ved Venus, Jorden og som en stærkere effekt i det binære pulsarsystem . [21] For opdagelsen af den første dobbeltpulsar PSR B1913+16 i 1974 og studiet af udviklingen af dens orbitale bevægelse, hvor relativistiske effekter manifesteres, modtog R. Hulse og D. Taylor Nobelprisen i fysik i 1993 [22] .
En anden effekt er en ændring i kredsløbet forbundet med gravitationsstrålingen fra et binært (og mere multiple) system af kroppe. Denne effekt observeres i systemer med tætsiddende stjerner og består i et fald [23] i omløbsperioden. Det spiller en vigtig rolle i udviklingen af nærliggende binære og multiple stjerner [24] . Effekten blev observeret for første gang i det førnævnte PSR B1913+16 -system og faldt sammen med GR-forudsigelser med en nøjagtighed på 0,2 %.
En anden effekt er geodætisk præcession . Det repræsenterer præcessionen af polerne af et roterende objekt på grund af parallelle translationseffekter i krumlinjet rumtid. Denne effekt er fraværende i den newtonske teori om tyngdekraften. Forudsigelsen af geodætisk præcession blev testet i et eksperiment med NASA 's Gravity Probe B - sonde . Francis Everitt, leder af forskning i data opnået af sonden, på et plenarmøde i American Physical Society den 14. april 2007, udtalte, at analysen af gyroskopdata gjorde det muligt at bekræfte den geodætiske præcession forudsagt af Einstein med en nøjagtighed bedre end 1 % [25] . I maj 2011 blev de endelige resultater af behandlingen af disse data offentliggjort [26] : den geodætiske præcession var -6601,8 ± 18,3 millisekunder bue (mas) pr. år, hvilket inden for den eksperimentelle fejl falder sammen med værdien forudsagt af GR −6606,1 mas/år . Denne effekt blev også tidligere verificeret ved observationer af skift i kredsløbene for LAGEOS og LAGEOS-2 geodætiske satellitter og rotationen af rotationsaksen for pulsaren PSR B1913+16 ; afvigelser fra de teoretiske forudsigelser om generel relativitet blev ikke afsløret inden for fejlgrænserne.
Tiltrækningen af inertiale referencerammer af et roterende legeme ligger i det faktum, at et roterende massivt objekt "trækker" rumtiden i sin rotationsretning: en fjernobservatør i hvile i forhold til et roterende legemes massecenter vil finde at det hurtigste ur, dvs. hvilende i forhold til en lokalt inerti referenceramme , i en fast afstand fra objektet er ure, der har en komponent af bevægelse omkring et roterende objekt i rotationsretningen, og ikke dem, der er i hvile i forhold til observatøren, som det sker for et ikke-roterende massivt objekt. På samme måde vil en fjern observatør opdage, at lys bevæger sig hurtigere i retning af et objekts rotation end mod dets rotation. Inddragningen af inertiereferencerammer vil også forårsage en ændring i gyroskopets orientering i tid. For et rumfartøj i polar kredsløb er retningen af denne effekt vinkelret på den ovenfor nævnte geodætiske præcession .
Da trækeffekten af inertielle referencerammer er 170 gange svagere end effekten af geodætisk præcession, har Stanford -forskere udtrukket dets "fingeraftryk" i 5 år fra information opnået på Gravity Probe B -satellitten, specielt opsendt til at måle denne effekt . I maj 2011 blev de endelige resultater af missionen annonceret [26] : den målte modstandsværdi var -37,2 ± 7,2 millisekunder bue (mas) om året, hvilket falder sammen med nøjagtigheden med GR-forudsigelsen: -39,2 mas/år .