일반 상대성 검정

Tests of general relativity

일반 상대성 테스트는 일반 상대성 이론에 대한 관찰 증거를 확립하는 역할을 한다.1915년 알버트 아인슈타인에 의해 제안된 최초의 세 번째 실험은 수성근일점, 중력장에서의 빛의 굴절, 그리고 중력 적색편이에 관한 것이었다.수성의 세차운동은 이미 알려져 있었다; 일반 상대성 이론의 예측에 따라 빛이 휘는 것을 보여주는 실험은 1919년에 행해졌다; 그리고 과학자들은 실제에 충분히 민감한 측정이 이루어졌지만 1925년에 중력 적색 편이를 측정했다고 주장했다.1954년까지 그 이론이 만들어지지 않았음을 확인한다.1959년에 시작된 보다 정확한 프로그램은 약한 중력장 한계에서 일반상대성이론을 테스트하여 이론으로부터의 가능한 편차를 심각하게 제한했다.

1970년대에 과학자들은 Irwin Shapiro가 태양 근처 레이더 신호 이동 시간의 상대론적 시간 지연을 측정하는 것을 시작으로 추가 실험을 하기 시작했다.1974년부터, 헐스, 테일러와 다른 사람들은 태양계에서 발견된 것보다 훨씬 더 강한 중력장을 경험하는 쌍성 펄서의 행동을 연구했다.약한 자기장 한계(태양계처럼)와 이진 펄서 시스템에 존재하는 강한 자기장 모두 일반 상대성 이론의 예측이 매우 잘 테스트되었습니다.

2016년 2월, Advanced LIGO 팀은 블랙홀 합병으로 [1]인한 중력파를 직접 감지했다고 발표했습니다.이 발견은 2016년 6월과 2017년 [2]6월에 발표된 추가 검출과 함께 이론에서 벗어난 것이 없는 매우 강력한 필드 한계에서 일반 상대성을 테스트했다.

고전적인 테스트

알버트 아인슈타인은[3][4] 1916년에 일반 상대성 이론의 "고전적 테스트"라고 불리는 세 가지 일반 상대성 테스트를 제안했다.

  1. 수성 궤도의 근일점 세차 운동
  2. 태양에 의한 빛의 편향
  3. 빛의 중력 적색 편이

1919년 11월 28일 타임즈지보낸 편지에서, 그는 상대성 이론을 묘사했고 그의 작품에 대한 이해와 테스트에 대해 영국 동료들에게 감사했다.그는 또한 [5]코멘트와 함께 세 가지 고전적인 테스트를 언급했다.

"이 이론의 가장 큰 매력은 논리적인 완성도에 있습니다.그 중 한 가지라도 틀리면 포기해야 한다.구조 전체를 파괴하지 않고 수정하는 것은 불가능할 것 같다.

수성 근일점 세차 운동

2006년 11월 8일 수성 일면통과(태양흑점 번호 921, 922, 923)
수성의 근일점 세차 운동

뉴턴 물리학에서, 구면 질량을 도는 물체로 구성된 (고립된) 2체계의 물체는 타원의 초점에 시스템의 질량 중심이 있는 타원을 추적합니다.근일점(또는 중심체가 태양인 경우 근일점)이라고 불리는 가장 가까운 접근점은 고정되어 있다.따라서 타원의 장축은 공간에 고정된 상태로 유지됩니다.두 물체 모두 이 계의 질량 중심을 공전하기 때문에 각각 타원을 가지고 있습니다.하지만, 태양계의 많은 효과로 인해 행성의 근일점이 태양 주위로 세차(회전)되거나, 그에 상응하여 장축이 질량의 중심을 중심으로 회전하게 되고,[6] 따라서 우주에서의 방향이 변하게 됩니다.주된 원인은 서로의 궤도를 교란시키는 다른 행성들의 존재이다.또 다른 효과는 태양 편평도이다.

수성은 이러한 뉴턴 효과로부터 예측된 세차 운동에서 벗어납니다.이 비정상적인 수성 궤도 근일점 세차 속도는 1859년 우르뱅 르 베리에에 의해 천체 역학의 문제로 처음 인식되었습니다.그가 1697년부터 1848년까지 태양 원반 위의 수성 통과에 대한 사용 가능한 시간적 관측을 재분석한 결과, 세차운동의 실제 속도는 뉴턴의 이론에서 예측한 것과 열대 세기 당 38°C (아크초)씩 일치하지 않았다 [7](나중에 사이먼 뉴콤이 1882년에 43°C로 재추정했다.많은 임시방편적인 해결책이 제안되었고 결국 성공하지 못했지만, 그들은 더 많은 문제를 야기하는 경향이 있었습니다.Le Verrier는 수성의 [8]행동을 설명하기 위해 또 다른 가상 행성이 존재할 수도 있다고 제안했다.이전에 성공적인 해왕성 탐사는 천왕성의 궤도에 대한 섭동을 바탕으로 천문학자들이 이 가능한 설명에 어느 정도 믿음을 두도록 만들었고, 이 가상의 행성은 심지어 벌컨이라고 이름 붙여졌다.마침내 1908년, 릭 천문학자 찰스 D.의 포괄적인 사진 관측 후, 릭 천문대의 책임자인 W. W. 캠벨이. 번의 일식 탐험에서 페린은 "내 생각에 페린 박사의 1901, 1905, 1908년 세 번의 일식에서의 연구는 유명한 행성 내 문제의 관찰적인 측면을 확실히 종결시킵니다."[9][10]라고 말했다.그 후, 벌컨의 증거는 발견되지 않았고 아인슈타인의 1915년 일반이론은 수성의 비정상적인 세차운동을 설명했습니다.아인슈타인은 마이클 베소에게 "근일점 운동은 양적으로 설명된다...깜짝 놀랄 것이다.[11]

일반 상대성 이론에서, 이 남은 세차 운동 또는 궤도 평면 내 타원의 방향 변화는 시공간 곡률에 의해 매개되는 중력에 의해 설명된다.아인슈타인은 일반 상대성이론이[3] 관측된 근일점 이동량과 매우 일치한다는 것을 보여주었다.이것은 일반 상대성 이론의 채택에 동기를 부여하는 강력한 요소였다.

행성 궤도의 초기 측정은 기존의 망원경을 사용하여 이루어졌지만, 이제는 레이더로 더 정확한 측정이 이루어집니다.관측된 수성의 총 세차운동은 관성 ICRF에 대해 세기당[12] 574.10µ±0.65이다.이 세차 현상은 다음과 같은 원인에 기인할 수 있습니다.

수성의 근일점 세차 운동원
금액(arcsec/Julian 세기)[13] 원인
532.3035 다른 태양체의 중력 예인
0.0286 태양의 편평도(사중극 모멘트)
42.9799 일반 상대성 효과인 중력 전기 효과(슈바르츠실트 유사)
−0.0020 렌즈-티링 세차 운동
575.31[13] 예측 합계
574.10±0.65[12] 관찰된

42.980±0.001µ/cy에 의한 보정은 PPN 파라미터 { \[14]에 의한 고전적 예측의 3/2배이므로 일반상대성 이론으로 충분히 설명할 수 있다.보다 정확한 측정을 바탕으로 한 최근의 계산은 상황을 크게 변화시키지 않았다.

일반 상대성 이론에서 회전당 라디안으로 표현되는 근일점 이동 θ는 대략 다음과 [15]같이 주어진다.

여기서 L은 반장축, T궤도 주기, c는 빛의 속도, e궤도 이심률이다(일반 상대성 이론에서의 2체 문제 참조).

다른 행성들도 근일점 변화를 경험하지만, 태양으로부터 멀리 떨어져 있고 주기가 길기 때문에, 그들의 변화는 더 낮으며, 수성이 지나간 후 한참 후에야 정확하게 관측될 수 있습니다.예를 들어 일반상대성이론에 의한 지구 궤도의 근일점 이동은 이론적으로 세기당 3.83868"이며 실험적으로 3.8387±0.0004"/cy, 금성은 8.62473"/cy, 화성은 0.351±0.001"/cy이다.이제 두 값이 모두 측정되었고 이론과 [16]좋은 결과가 나왔습니다.근점 이동은 현재 바이너리 펄서 시스템에 대해서[17]측정되었으며, PSR 1913+16은 연간 4.2°에 달한다.이러한 관측은 일반 상대성 [18]이론과 일치한다.초고밀도 별을 포함하지 않는 쌍성계에서는 근점 이동을 측정하는 것도 가능하지만, 고전적인 효과를 정확하게 모델링하는 것은 더 어렵습니다. 예를 들어, 별의 궤도면에 대한 스핀의 정렬을 알아야 하고 직접 측정하기는 어렵습니다.DI 허큘리스[19]같은 몇몇 시스템은 일반 상대성 이론의 테스트 사례로 측정되었다.

태양에 의한 빛의 편향

1919년 일식 실험에 대한 에딩턴의 사진 중 하나로, 성공을 알리는 1920년 논문에 제시되었습니다.

1784년의 헨리 카벤디쉬와 1801년의 요한 게오르크 폰 솔드너는 뉴턴 중력이 거대한 [20][21]물체 주위를 별빛이 휘어질 것이라고 예측한다고 지적했다.솔드너와 같은 값은 1911년 아인슈타인에 의해 등가 원리로만 계산되었다.하지만 아인슈타인은 1915년 일반상대성이론을 완성하는 과정에서 그의 1911년 결과(그리고 솔드너의 1801년 결과)가 정확한 값의 절반에 불과하다고 언급했다.아인슈타인은 빛의 굴곡에 대한 정확한 값을 계산한 최초의 사람이 되었다: 태양을 [22][23]그을리는 빛의 1.75초.

광편향에 대한 첫 번째 관측은 별들이 천구의 태양 근처를 지날 때 위치 변화를 주목함으로써 수행되었다.이 관측은 [24]1919년 5월 29일 개기일식 동안 아서 에딩턴과 그의 협력자들에 의해 수행되었는데, 당시 황소자리에서 태양 근처의 별들이 [24]관측될 수 있었다.브라질 소브랄과 세아라와 아프리카 [25]서부 해안의 상투메와 프린시페에서 동시에 관측되었다.그 결과는 화려한 뉴스로 여겨졌고 대부분의 주요 신문들의 1면을 장식했다.그것은 아인슈타인과 그의 일반 상대성 이론을 세계적으로 유명하게 만들었다.1919년 에딩턴과 다이슨에 의해 일반상대성이론이 확인되지 않았다면 그의 반응은 어땠을지 그의 조수가 물었을 때 아인슈타인은 "그러면 나는 사랑하는 주님에게 미안함을 느낄 것이다.어쨌든 [26]그 이론은 맞다.

그러나 초기 정확도는 낮았고 측정된 별의 위치와 기기 질문의 수가 적으면 신뢰할 수 있는 결과를 얻을 수 있을지에 대해서는 의심의 여지가 있었다.일부에서는[27][28] 에딩턴의 분석이 [29][30]정확했다고 주장하지만, 결과는 체계적인 오류와 확인 편향으로 인해 문제가 발생했다고 주장했습니다.이 측정은 릭 천문대에서 결과에는 1919년 results[30]에 동의했다 스타 위치의 수백개로 팀 이사인 W.W캠벨에 의해 1922년 일식에서 선두에 의해 여러번부터 반복되어 왔다 반복되었다, 1953년 가장 두드러지게 여 키스 천문대 astronomers[31일]에 의해 1973년은 Universit 팀에.테카의 yxas.[32] 무선 [33][34]주파수로 관측을 시작할 때까지 거의 50년 동안 이러한 측정에는 상당한 불확실성이 남아 있었다.아인슈타인 고리가 코로나 밖에 있기에는 태양이 너무 가까이 있는 반면, 먼 은하에서 나오는 빛의 편향에 의해 형성된 고리는 가까운 별에서 관측되었습니다.[35]

중력 적색 편광

중력장에 대해 위쪽으로 이동할 때(아래의 노란색 별에 의해 발생) 광파의 중력 적색 이동입니다.

아인슈타인은 1907년 등가 원리에서 빛의 중력 적색편이를 예측했고, 이 효과는 중력장이 매우 높은 백색왜성의 스펙트럼 선에서 측정될 것으로 예측했다.1925년 월터 시드니 애덤스가 시리우스-B 스펙트럼의 중력 적색편이를 측정하기 위해 처음 시도했지만, 그 결과는 (훨씬 밝은) 주성 [36][37]시리우스의 빛으로 인한 오염으로 인해 사용할 수 없다는 비판을 받았다.백색왜성의 중력 적색편이를 정확하게 측정한 것은 1954년 포퍼가 21km/s의 중력 적색편이를 40 에리다니 [37]B로 측정했습니다.

시리우스 B의 적색편이는 1971년 그린스타인 등에 의해 최종적으로 측정되었으며, 89±19km/s의 중력 적색편이를 얻었으며, 허블우주망원경에 의한 더 정확한 측정은 80.4±4.8km/s였다.

특수 상대성 검정

일반상대성이론은 아인슈타인의 특수상대성이론을 포함하고 있으며, 따라서 특수상대성이론의 테스트 또한 일반상대성이론의 테스트 측면이다.등가원리의 결과로 로렌츠 불변성은 비회전 자유낙하 기준 프레임에 국소적으로 유지됩니다.로렌츠 불변성 특수 상대성 이론(즉, 중력 효과가 무시될 수 있는 경우)과 관련된 실험은 특수 상대성 이론 테스트에서 설명된다.

최신 테스트

일반상대성이론을 테스트하는 현대 시대는 일반상대성이론을 [38][39][40]테스트하기 위한 틀을 마련한 디케와 쉬프의 추진력으로 시작되었다.그들은 고전적인 테스트의 중요성뿐만 아니라 중력 이론에서 발생할 수 있지만 일반 상대성 이론에서는 발생하지 않는 효과에 대한 테스트인 늘 실험의 중요성을 강조했다.다른 중요한 이론적 발전은 일반 상대성 이론, 특히 브랜스-딕 [41]이론과 같은 스칼라-텐서 이론시작, 일반 상대성 이론으로부터의 편차를 수량화할 수 있는 매개 변수화된 포스트 뉴턴 형식주의, 그리고 동등성 원리의 틀을 포함했다.

실험적으로, 우주 탐사, 전자 공학 및 응집 물질 물리학에서의 새로운 발전은 파운드-렙카 실험, 레이저 간섭 측정, 달 거리 측정과 같은 추가적인 정밀 실험을 가능하게 했다.

뉴턴 이후의 중력 시험

일반 상대성 이론의 초기 테스트는 이론의 실행 가능한 경쟁자의 부족으로 인해 방해를 받았다: 어떤 종류의 테스트가 경쟁자들과 구별될지는 분명하지 않았다.일반상대성이론은 특수상대성이론과 관찰과 양립할 수 있는 유일한 상대성 이론이었다.게다가, 그것은 매우 단순하고 우아한 [according to whom?]이론이다.이것은 1960년 브랜스-딕케 이론의 도입으로 바뀌었다.이 이론은 차원적인 상수를 포함하지 않고 상대성 이론의 역사에서 영향을 미친 두 가지 철학 사상인 마하 원리디락 큰 수 가설버전과 호환되기 때문에 이론의 여지가 없다.궁극적으로, 이것은 NordtvedtWill에 의해 매개 변수화된 뉴턴 이후의 형식주의의 발전으로 이어졌다. 이 형식론은 10개의 조정 가능한 매개 변수 측면에서 뉴턴 만유인력의 법칙에서 물체의 속도에서 1차 순서로 가능한 모든 이탈을 매개 변수화한다(즉, v { v w, w, w, w, w, w, w, w, w, w, w, w, w, w, w, w, w, w, w, w, w, w, w, w, w, w, w, w, w, w, w, w, w, w, w, w, w여기서 v는 물체의 속도이고 c는 빛의 속도이다.)이 근사치를 통해 약한 중력장에서 천천히 움직이는 물체에 대한 일반 상대성 이론으로부터의 가능한 편차를 체계적으로 분석할 수 있습니다.포스트 뉴턴의 매개변수를 제한하기 위해 많은 노력을 기울였으며, 일반 상대성 이론으로부터의 편차는 현재 심각하게 제한적이다.

중력 렌즈와 광시간 지연을 테스트하는 실험은 중력원에 의한 빛의 굴절량의 간단한 매개변수인 소위 에딩턴 매개변수 δ라고 불리는 뉴턴 이후의 동일한 매개변수를 제한한다.일반 상대성 이론의 경우 1과 같으며, 다른 이론(브란스-딕케 이론 등)에서는 다른 값을 취한다.이것은 포스트 뉴턴의 10가지 매개변수 중 가장 잘 제한되지만, 다른 매개변수를 제한하기 위해 고안된 다른 실험들이 있다.수성의 근일점 이동에 대한 정확한 관측은 강력한 등가 원리에 대한 검정과 마찬가지로 다른 매개변수를 제한합니다.

수성에 대한 베피콜롬보 임무의 목표 중 하나는 매개 변수화된 포스트 뉴턴 형식주의의 감마 및 베타 매개변수를 높은 [42][43]정확도로 측정하여 일반 상대성 이론을 테스트하는 것입니다.이 실험은 [44][45]수성 궤도 전파 과학 실험의 일부이다.이 우주선은 2018년 10월에 발사되었고 2025년 12월에 수성 궤도에 진입할 예정이다.

중력 렌즈

가장 중요한 테스트 중 하나는 중력 렌즈입니다.이것은 먼 천체물리학적 원천에서 관찰되어 왔지만, 이것들은 잘 제어되지 않고 일반 상대성을 어떻게 제약하는지는 불확실합니다.가장 정밀한 테스트는 에딩턴의 1919년 실험과 유사합니다. 태양에 의한 먼 선원으로부터의 방사선의 편향을 측정합니다.가장 정밀하게 분석할 수 있는 소스는 원격 무선 소스입니다.특히, 일부 퀘이사는 매우 강한 전파원이다.망원경의 방향 분해능은 원칙적으로 회절에 의해 제한됩니다. 전파 망원경의 경우 이 또한 실질적인 한계입니다.(밀리 아크초에서 마이크로 아크초로) 위치 고정밀을 얻는 데 있어 중요한 개선은 지구 전체의 전파 망원경을 결합함으로써 얻어졌다.이 기술은 매우기준선 간섭계(VLBI)라고 불립니다.이 기술로 무선 관측은 먼 거리에 걸쳐 분리된 망원경에서 관측된 무선 신호의 위상 정보를 결합합니다.최근 이 망원경들은 태양에 의한 전파의 편향을 매우 정밀하게 측정하여 일반 상대성 측면에서 0.03%[46] 수준으로 예측되는 편향을 확인하였다.이 정도 수준의 정밀 시스템 효과는 지구에서 망원경의 정확한 위치를 결정하기 위해 신중하게 고려되어야 한다.몇몇 중요한 영향으로는 지구의 자외, 자전, 대기 굴절, 지각변위, 해일이 있다.또 다른 중요한 영향은 태양 코로나에 의한 전파의 굴절이다.다행히도, 이 효과는 특징적인 스펙트럼을 가지고 있는 반면, 중력 왜곡은 파장과 무관합니다.따라서 여러 주파수에서 측정을 사용하여 신중하게 분석하면 이 오차 소스를 뺄 수 있습니다.

태양에 의한 빛의 중력편향(반태양 방향 제외)으로 인해 하늘 전체가 약간 일그러져 있다.이 효과는 유럽우주국(European Space Agency)의 측성위성 히파르코스에 의해 관찰되었다.그것은 약 10개의5 별들의 위치를 측정했다.전체 임무 동안 약 3.5×106 상대 위치가 확인되었으며, 각 위치는 보통 3밀리초(매그니튜드 8-9의 별에 대한 정확도)이다.지구-태양 방향과 수직인 중력편향은 이미 4.07 밀리초이기 때문에 사실상 모든 별에 대해 수정이 필요하다.체계적인 효과가 없으면 개별 관측치 3밀리초 오차는 위치 수의 제곱근으로 줄어들어 0.0016밀리초 정밀도로 이어질 수 있다.그러나 체계적인 효과는 결정의 정확도를 0.3%로 제한한다(Froeschlé, 1997).

2013년에 발사된 가이아 우주선우리 은하에 있는 10억 개의 별들을 대상으로 인구 조사를 실시하여 24 마이크로초의 정확도로 위치를 측정할 것이다.따라서 일반상대성이론에 [47]의해 예측된 태양에 의한 빛의 중력편향에 대한 엄격한 새로운 시험도 제공할 것이다.

광이동 시간 지연 테스트

어윈 1세 샤피로는 태양계 내에서 수행될 수 있는 기존의 테스트를 넘어 또 다른 테스트를 제안했다.그것은 때때로 일반 상대성 이론의 네 번째 "고전적" 테스트라고 불립니다.그는 다른 [48]행성에서 반사되는 레이더 신호에 대한 왕복 이동 시간의 상대론적 시간 지연(샤피로 지연)을 예측했다.태양 근처를 지나는 광자의 경로의 단순한 곡률은 관측 가능한 지연 효과를 일으키기에는 너무 작지만(광자가 직선 경로를 따라갔을 때 걸리는 시간과 비교되는 경우), 일반 상대성 이론은 광자가 태양 근처를 지날 때 ti로 인해 점차적으로 커지는 시간 지연을 예측한다.태양중력 퍼텐셜에 있는 내 팽창.수성과 금성이 태양에 가려지기 직전과 후의 레이더 반사를 관찰하는 것은 일반 상대성 이론의 5% [49]수준에 부합한다.

최근 카시니 탐사선은 0.002%[50] 수준에서 일반 상대성 이론과 일치하는 유사한 실험을 수행했다.그러나, 다음의 상세한[51][52] 연구에 의하면, PPN 파라메타 감마 측정치는, 태양계의 중심 주위의 태양의 궤도 운동으로 인한 중력 자기 효과의 영향을 받고 있는 것이 밝혀졌다.카시니 방사선 과학 실험에서 중력 자기 효과는 B에 의해 암묵적으로 가정되었다.베로티는 순수 일반 상대론적 기원을 가지고 있지만, 이론적인 값은 실제로 감마 측정값의 실험 불확실성을 B가 주장한 0.002%보다 더 크게 만드는 실험에서 테스트된 적이 없다.Berotti와 Nature의 공동 저자들.

매우기준선 간섭계는 목성과 [55]토성의 이동 영역에서[53][54] 샤피로 시간 지연에 대한 속도 의존적(중력 자기) 보정을 측정했습니다.

등가원칙

가장 간단한 형태인 등가 원리는 중력장에서 낙하하는 물체의 궤적이 환경을 교란하거나 조력에 의해 영향을 받지 않을 정도로 작다면 질량과 내부 구조로부터 독립되어야 한다고 주장한다.이 아이디어는 두 테스트 질량 사이의 차동 가속도를 찾는 Eötvös 비틀림 균형 실험에 의해 매우 높은 정밀도로 테스트되었습니다.이것에 대한 제약과 조성에 의존하는 제5의 힘 또는 중력 유카와 상호작용의 존재에 대한 제약은 매우 강하며, 제5의 힘과 약한 등가 원리로 논의된다.

강한 등가 원리라고 불리는 등가 원리의 버전은 같은 조건이 충족된다면 별, 행성 또는 블랙홀과 같은 자기 중력 낙하 물체가 중력장에서 같은 궤적을 따라가야 한다고 주장한다.이것은 노르트베트 효과라고 불리며 달 레이저 거리 [56][57]측정 실험을 통해 가장 정확하게 테스트됩니다.1969년 이후, 그것은 지구의 여러 거리 측정 스테이션에서 달의 반사체까지의 거리를 약 센티미터의 [58]정확도로 지속적으로 측정해 왔다.이것들은 뉴턴 이후의 다른 몇 가지 파라미터에 강한 제약을 가하고 있다.

강력한 등가 원리의 또 다른 부분은 뉴턴의 중력 상수가 시간적으로 일정하고 우주 어디에서나 같은 값을 가져야 한다는 것입니다.뉴턴의 중력 [59]상수의 가능한 변화를 제한하는 많은 독립적인 관측들이 있지만, 가장 좋은 것들 중 하나는 중력 상수가 매년 10분의11 1 이상 변하지 않는다는 것을 암시하는 달 거리 측정에서 비롯된다.다른 상수들의 항상성은 동등성 원칙 기사의 아인슈타인 동등성 원칙 섹션에서 논의된다.

중력 적색 편이 및 시간 연장

위에서 논의된 고전적인 첫 번째 테스트인 중력 적색 이동은 아인슈타인 등가 원리의 단순한 결과이며 1907년 아인슈타인에 의해 예측되었다.이와 같이, 이것은 뉴턴 이후의 테스트와 같은 방식의 일반 상대성 테스트는 아니다. 왜냐하면 등가 원리에 따르는 중력 이론도 중력 적색 편이를 포함해야 하기 때문이다.그럼에도 불구하고, 효과의 존재를 확인하는 것은 상대론적 중력의 중요한 입증이었다. 왜냐하면 중력적 적색편이가 없다면 상대성 이론과 강하게 모순될 것이기 때문이다.중력 적색편이를 최초로 관측한 것은 1925년 애덤스가 백색왜성 시리우스 B에서 스펙트럼선의 변화를 측정한 것과 위에서 논의한 다른 백색왜성의 후속 측정입니다.그러나 천체물리학적 측정이 어렵기 때문에 알려진 지상 선원을 이용한 실험 검증이 선호되었다.

효과를 정확하게 측정할 수 있을 정도로 잘 알려진 주파수를 가진 시계(시간 확장을 측정하기 위한)나 전자파 복사 소스(빨간색 이동을 측정하기 위한)를 찾기 어렵기 때문에 지상 선원을 사용한 중력 적색 편이의 실험 검증에는 수십 년이 걸렸다.매우 좁은 선폭의 방사선을 생성하는 뫼스바우어 효과로 생성된 감마선 광자의 파장 변화를 측정하여 1959년에 처음으로 실험적으로 확인되었다.파운드-렙카 실험은 하버드 대학의 제퍼슨 [60][61]타워의 꼭대기와 하단에 위치한 두 소스의 상대적 적색 편이를 측정했습니다.결과는 일반 상대성 이론과 매우 일치했다.이것은 일반 상대성 이론을 테스트하는 최초의 정밀 실험 중 하나였다.이 실험은 나중에 파운드와 [62]스나이더에 의해 1% 수준보다 더 나은 수준으로 개선되었습니다.

낙하하는 광자의 블루시프트는 특수 상대성 이론의 결과인 E 2 E와 함께 주파수 E (여기h는 플랑크의 상수)에 기초한 등가 질량을 가정함으로써 구할 수 있다.이러한 단순한 도출은 일반 상대성 이론에서 실험이 에너지가 아닌 클럭 속도를 비교한다는 사실을 무시한다.즉, 광자가 떨어진 후 "높은 에너지"는 중력 전위 우물 깊은 곳에서 시계가 느리게 작동하기 때문에 동등하게 기인할 수 있다.일반상대성이론을 완전히 검증하기 위해서는 광자의 도달 속도가 광자가 방출되는 속도보다 크다는 것을 보여주는 것도 중요하다.[63]문제를 다루는 매우 정확한 중력 적색편이 실험은 1976년에 이루어졌는데, 로켓의 수소 매저 시계가 1만 km 높이로 발사되었고, 그 속도는 지상의 동일한 시계와 비교되었다.중력 적색 편이를 0.007%로 테스트했습니다.

위성위치확인시스템(GPS)은 기초물리학의 테스트로 설계되지 않았지만 타이밍 시스템의 중력 적색편이를 설명해야 하며 물리학자들은 다른 테스트를 확인하기 위해 GPS의 타이밍 데이터를 분석했다.첫 번째 위성이 발사되었을 때, 몇몇 기술자들은 눈에 띄는 중력 시간 연장이 일어날 것이라는 예측을 거부했고, 그래서 첫 번째 위성은 시계 조정 없이 발사되었고, 이후 후속 위성에 내장되었다.그것은 하루에 38마이크로초의 예측된 변화를 보여주었다.이러한 불일치율은 설명하지 않을 경우 몇 시간 내에 GPS의 기능을 상당히 손상시키기에 충분하다.GPS 설계에서 일반 상대성 이론이 수행하는 역할에 대한 훌륭한 설명은 Ashby [64]2003에서 찾을 수 있습니다.

고 속도는 능력 시계 중심 질량과 일반 상대성 이론을 테스트하기 위해 항공기 circumnavigating에서 원자 시계 사용한Hafele–Keating 실험의 궤도를 돌고 있는 지방세를 동기화하는 데에 영향을 미치는 중력을 보였다 일반적인 relativity,[65]의 다른 정밀 시험은 여기서 고찰하지 않는 중력 탐사선 A위성, 1976년에 진수되다. 그리고.특수 상대성 이론이 함께.[66][67]

프레임 드래그 테스트

LAGEOS-1 위성 (D=60cm)

렌즈 테스트 -중심 회전질량(예를 들어 행성이나 별)을 중심으로 움직이는 테스트 입자의 궤도의 작은 영속적인 세차운동으로 구성된 세차운동LAGEOS [68]위성과 함께 수행되었지만, 그 많은 측면은 여전히 논란이 되고 있다.화성 궤도 탐사선이었던 화성 글로벌 서베이어(MGS)의 자료에서도 같은 효과가 발견되었을 수 있다. 또한 이러한 실험은 [69]논란을 불러일으켰다.태양의 렌즈를 탐지하기 위한 첫 시도-내행성들근일점에 대한 질식작용도 최근 보고되었다.프레임 드래그는 초대질량 블랙홀 근처에서 공전하는 별의 궤도면을 블랙홀 스핀 축 주위에 세차시킵니다.이러한 효과는 우리은하 [70]중심에 있는 별들의 측성학적 관찰을 통해 으로 몇 년 안에 발견될 것입니다.서로 다른 궤도에 있는 두 별의 궤도 세차 속도를 비교함으로써, 원칙적으로 일반 상대성 [71]이론의 털 없는 이론을 테스트할 수 있다.

2004년 발사돼 2005년까지 가동된 중력탐사선 B위성은 프레임의 끌림과 측지효과를 감지했다.이 실험은 초전도체로 코팅된 탁구공 크기의 4개의 석영구를 사용했다.데이터 분석은 높은 소음 수준과 유용한 신호를 찾을 수 있도록 소음을 정확하게 모델링하는 데 어려움이 있기 때문에 2011년까지 계속되었다.스탠퍼드대 수석연구진은 2011년 5월 4일 먼 별 페가시(IM Pegasi)에 대한 프레임 드래그 효과를 정확하게 측정했으며 이 계산은 아인슈타인 이론의 예측과 일치하는 것으로 입증됐다고 보고했다.Physical Review Letters에 게재된 결과는 약 0.2%의 오차로 측지 효과를 측정했다.그 결과 프레임 드래그 효과(지구 자전으로 인한)가 약 19%[72]의 오차로 37밀리초 더해진 것으로 보고되었다.프랜시스 에버릿 조사관은 1밀리초(milliarcsecond)는 "10마일 거리에서 볼 수 있는 사람 머리카락의 너비"[73]라고 설명했다.

2012년 1월, LARES 위성은 렌즈를 측정하기 위해[74] 베가 로켓에 실려 발사되었다.지지자들에 [75]따르면 정확도가 약 1%인 효과가 있습니다.실제로 얻을 수 있는 정확성에 대한 평가는 [76][77][78]논란의 대상이다.

근거리에서의 중력 전위 시험

중력 퍼텐셜이 매우 작은 거리에서 역제곱 법칙으로 계속되는지 여부를 테스트할 수 있습니다.지금까지의 테스트는 유카와 V) + e- / )(\ V)=의 형태로 GR로부터의 차이에 초점을 맞췄다. e 그러나 이러한 종류의 잠재력에 대한 증거는 발견되지 않았습니다. 스타일 \alpha )인 전위는 × - 5 스타일 \ × [79]제외되었다.

모스바우어 로터 실험

회전하는 관찰자는 중력장에 [80]있는 관찰자와 동등하다는 아인슈타인의 생각에서 비롯되었다.뫼스바우어 회전자 실험은 상대론적 도플러 효과를 정확하게 확인할 수 있게 해준다.회전 원반 중앙의 선원에서 감마선은 림의 흡수체로 전송되며(일부 변형에서는 이 방식이 반전됨), 흡수체 너머에 고정 카운터가 배치되었다.상대성 이론에 따르면, 림에서의 이동 흡수체의 특성 공진 흡수 주파수는 시간 연장에 의해 감소하므로 흡수체를 통한 감마선의 투과가 증가하며, 이후 흡수체 너머의 정지 카운터에 의해 측정된다.이 효과는 뫼스바우어 효과를 사용하여 실제로 관찰되었다.등가 원리는 아인슈타인이 원래 제시한 중력 시간 팽창의 관점에서 회전에 의한 시간 팽창을 해석할 수 있게 한다.그러한 실험은 Hay 등(1960),[81] Champeney(1965)[82] 및 쿤디그(1963)[83]에 의해 개척되었다.현대 모스바우어 회전자[84] 실험은 시계 동기화로 인한 추가 효과를 찾을 수 있고 정확한 물리적 해석으로 중력연구재단[85]의해 2018년 일반상대성이론의 새로운 증거로 인정받았다.

강력한 필드 테스트

블랙홀 근처에 존재하는 매우 강한 중력장, 특히 활동적인 은하핵과 보다 활동적인 퀘이사을 실어주는 으로 생각되는 초질량 블랙홀은 치열한 연구 분야에 속합니다.이러한 퀘이사와 활동 은하핵의 관측은 어렵고, 관측의 해석은 일반 상대성 이론이나 경쟁하는 기본 중력 이론 이외의 천체물리학적 모델에 크게 의존하지만, 질적으로 일반 상대성 이론에서 모델링된 블랙홀 개념과 일치한다.

바이너리 펄서

펄사는 빠르게 회전하는 중성자별이며 회전하면서 규칙적인 전파 펄스를 방출합니다.따라서 이들은 궤도 운동을 매우 정밀하게 관찰할 수 있는 시계 역할을 합니다.다른 별 주위의 궤도에서 맥동을 관측한 결과, 모두 고전적으로 설명할 수 없지만 일반 상대성 이론을 사용하여 설명할 수 있는 상당한 근점 근절을 입증했습니다.예를 들어, 헐스-테일러 쌍성 펄서 PSR B1913+16(펄서로서 검출되는 중성자 별 쌍)의 관측 세차운동은 연간 4°가 넘는다(궤도당 근일점 이동은 약 10에−6 불과하다).이 세차운동은 성분의 질량을 계산하는 데 사용되었습니다.

원자와 분자가 전자파를 방출하는 방식과 마찬가지로, 4극형 이상의 고차 진동이거나 비대칭 회전하는 중력 질량은 중력파를 [86]방출할 수 있다.이러한 중력파는 빛의 속도로 이동할 것으로 예측된다.예를 들어, 태양 주위를 도는 행성들은 중력 방사선을 통해 지속적으로 에너지를 잃지만, 이 효과는 너무 작아서 가까운 미래에 관측될 것 같지 않다.

중력파의 복사는 헐스-테일러 쌍성(및 다른 쌍성 펄스)[87]에서 추론되었다.펄스의 정확한 타이밍은 별들이 대략적으로 케플러의 법칙에 따라서만 궤도를 돈다는 것을 보여줍니다. 즉, 별들은 시간이 지나면서 점차 서로를 향해 소용돌이치며 중력파에 [88][89]의해 방사되는 예측 에너지와 밀접하게 일치하는 에너지 손실을 보여줍니다.최초의 쌍성 펄서를 발견하고 중력파 방출로 인한 궤도 붕괴를 측정한 공로로 헐스테일러1993년 노벨 [90]물리학상을 수상했다.

2003년에 발견된 '이중 펄서' PSR J0737-3039는 근일점 세차운동이 연간 16.90°이다. 헐스-테일러 쌍성과 달리 두 중성자별은 모두 펄서로 검출되어 계의 두 구성원의 정확한 타이밍이 가능하다.이 때문에, 좁은 궤도, 계가 거의 엣지온에 가깝다는 사실, 그리고 지구에서 본 계의 매우 낮은 횡단 속도 때문에, J0737-3039는 지금까지 알려진 일반 상대성 이론의 강장 테스트에 가장 적합한 시스템을 제공합니다.헐스-테일러 시스템에서와 같이 궤도 붕괴를 포함한 몇 가지 뚜렷한 상대론적 효과가 관찰된다.2년 반 동안 시스템을 관찰한 후, 일반 상대성 이론의 4가지 독립적인 테스트가 가능했는데, 이는 0.05%[91] 이내의 일반 상대성 예측을 확인하는 가장 정확한 테스트(샤피로 지연)였다(그렇지만 궤도당 근일점 이동은 원의 약 0.0013%에 불과하므로 고차 상대성 테스트가 아니다).

2013년에는 천문학자들의 국제적인 팀, 그리고 극심한 gravitational 분야에 있어서 정권에서 전에 조사되지 않GR예측을 확인해 주었다;[92] 하지만 여전히 있는pulsar-white 난쟁이 시스템 PSR J0348+0432 그들이 1년 초당 88천만의 궤도 주기의 변화를 측정할 수 있었다에서 새로운 데이터 보고했다. 몇개[93]자료와 일치하는 경쟁적인 이론들.

중력파의 직접 검출

많은 중력파 검출기들은 두 중성자별이나 블랙홀의 병합과 같은 천문학적인 사건에서 나오는 중력파를 직접 감지하기 위해 만들어졌다.2016년 2월, 어드밴스드 LIGO 팀은 항성 쌍성 블랙홀 [1][94][95]합병으로 인한 중력파를 직접 검출했다고 발표했으며, 2016년 6월, 2017년 6월, 2017년 [2][96]8월에 추가 검출이 발표되었습니다.

일반상대성이론은 중력장의 변화가 한정된 [97]속도로 전파되는 중력 이론과 마찬가지로 중력파를 예측한다.그러면 LIGO 반응 함수는 여러 가지 [98][99]이론들을 구별할 수 있다.중력파는 직접 [1][95]검출할 수 있기 때문에 우주 학습에 사용할 수 있다.이것은 중력파 천문학입니다.중력파 천문학은 관측된 파형이 예측된 형태인지 확인하고(예를 들어, 두 개의 횡편파만을 가지고 있는지), 블랙홀아인슈타인 [100][101][102]방정식의 해법에 의해 묘사된 물체인지 확인함으로써 일반 상대성을 테스트할 수 있다.

중력파 천문학은 맥스웰-아인슈타인 장 방정식을 테스트할 수도 있다.이 필드 방정식의 버전은 회전하는 마그네타(즉, 매우 강한 자기 쌍극자장을 가진 중성자별)가 중력파를 [103]방출해야 한다고 예측합니다.

"이 놀라운 관찰들은 중력파를 예측하는 아인슈타인의 일반 상대성 이론을 포함한 많은 이론적 작업의 확인입니다,"라고 스티븐 [1]호킹은 말했습니다.

블랙홀의 직접 관측

M87의 초질량 블랙홀의 그림자를 나타내는 어두운 중심을 둘러싼 밝은 물질 고리.이 이미지는 일반상대성이론의 [104]핵심 확인도 제공했다.

은하 M87은 2017년 이벤트 호라이즌 망원경(EHT)의 관측 대상이었다. 천체물리학 저널 레터(vol. 875, No.1)는 EHT 결과를 위해 6개의 공개 액세스 논문을 발표했다.M87 중심에 있는 블랙홀의 사건 지평선은 EHT에 의해 전파 파장에서 직접 촬영되었다. 이 이미지는 블랙홀의 사건 [105][104]지평선의 첫 이미지인 2019년 4월 10일 기자회견에서 밝혀졌다.2022년 5월, EHT는 우리 은하 중심에 있는 초대형 블랙홀 궁수자리 A*의 첫 이미지를 제공했습니다.

강한 중력장에서의 별의 중력 적색 편이 및 궤도 세차 운동

우리 은하 중심에 있는 초대형 블랙홀 궁수자리 A* 주위를 도는 S2 별로부터의 중력 적색 편이는 중력,[106][107] NACO 및 SIFONI 기구를 사용하여 초대형 망원경으로 측정되었습니다.또한, 현재 은하 중심의 거대한 블랙홀 [108]근처에 있는 별 S2의 궤도에서 슈바르츠실트 세차운동이 감지되었습니다.

강등가원칙

일반상대성이론의 강한 등가원리는 자기중력이 강한 물체에도 자유낙하의 보편성을 적용해야 한다.태양계 천체를 이용한 이 원리의 직접 테스트는 천체의 약한 자기 중력에 의해 제한되며, 펄서-흰색-왜성 쌍성을 사용한 테스트는 은하수의 약한 중력 때문에 제한되었습니다.지구에서 약 4,200광년 떨어진 곳에 위치한 PSR J0337+1715라고 불리는 삼중성계가 발견됨에 따라, 강력한 등가 원리는 높은 정확도로 시험될 수 있다.이 시스템은 중성자별백색왜성과 함께 1.6일 궤도에 포함시키고, 이 쌍성은 327일 궤도에 있고, 또 다른 백색왜성은 더 멀리 있다.이 시스템은 외부 백색왜성의 중력이 강한 펄서와 내부 백색왜성에 미치는 영향을 비교하는 실험을 가능하게 한다.그 결과 펄서와 인근 백색왜성의 가속도는 2.6×10−6(95% 신뢰도 수준)[109][110][111] 이하로 약간 차이가 나는 것으로 나타났다.

X선 분광법

기술은 중력체의 존재 하에서 광자 궤적이 변형된다는 생각에 기초하고 있다.우주에서 가장 흔한 천체물리학적 시스템은 강착 원반으로 둘러싸인 블랙홀이다.강착 원반을 포함한 일반 근방에서 방출되는 방사선은 중앙 블랙홀의 성질에 영향을 받는다.아인슈타인의 이론이 맞다고 가정하면, 천체물리 블랙홀은 커 측정법으로 설명된다.(이 없는 이론의 결과)따라서, 그러한 시스템에서 나오는 방사선을 분석함으로써, 아인슈타인의 이론을 시험하는 것이 가능하다.

이러한 블랙홀에서 나오는 대부분의 방사선은 (예: 블랙홀 쌍성과 활동 은하핵) X선 형태로 도달한다.모델링 시 방사선은 여러 가지 구성요소로 분해됩니다.아인슈타인 이론의 테스트는 열 스펙트럼(블랙홀 쌍성에만 해당)과 반사 스펙트럼(블랙홀 쌍성 및 활동 은하핵 모두에 해당)으로 가능하다.전자는 강력한 [112]제약을 제공하지 않을 것으로 예상되지만 후자는 훨씬 [113]더 유망하다.두 경우 모두, 체계적 불확실성으로 인해 그러한 테스트가 [114]더욱 어려워질 수 있다.

우주론적 테스트

가장 큰 규모의 일반 상대성 테스트는 태양계 [115]테스트만큼 엄격하지 않습니다.그러한 가장 초기의 테스트는 우주[116]팽창에 대한 예측과 발견이었다.1922년, 알렉산더 프리드만은 아인슈타인 방정식이 비정상 해를 가지고 [117][118]있다는 것을 발견했다.1927년, Georges Lematretre는 우주 상수의 존재 하에서 가능한 아인슈타인 방정식의 정적 해는 불안정하며,[117] 따라서 아인슈타인이 상상하는 정적 우주는 존재할 수 없다는 것을 보여주었다.Lema madetre는 우주가 [119]팽창해야 한다고 분명히 예언했다.그는 또한 현재 허블 [119]법칙으로 알려진 적색편이-거리 관계를 도출했다.이후 1931년 아인슈타인은 프리드만과 레마트르의 [117]결과에 동의했다.1929년[117] 에드윈 허블이 발견한 우주의 팽창은 많은 사람들에 의해 일반 [120]상대성 이론의 직접적인 확인으로 여겨졌습니다.1930년대에, 주로 E. A. Milne의 연구로 인해, 적색 편이와 거리 사이의 선형 관계는 특히 일반 상대성 [116]이론보다는 균일성과 등방성의 일반적인 가정으로부터 파생된다는 것이 확인되었다.그러나 비정적 우주의 예측은 사소하지 않고, 정말로 극적이었으며,[121] 주로 일반 상대성 이론에 의해 동기 부여되었다.

다른 우주론적 실험에는 우주 팽창 동안 생성된 원시 중력파에 대한 탐색이 포함되는데, 우주 마이크로파 배경 편광이나[122] 빅뱅 관측자라고 불리는 제안된 우주 기반 중력파 간섭계에 의해 탐지될 수 있다.높은 적색편이를 보이는 다른 테스트는 다른 [123][124]중력 이론에 대한 제약과 빅뱅 핵합성 이후 중력 상수의 변화이다(그 [citation needed]이후로 40% 이상 변화하지 않았다.

2017년 8월에는 유럽남부천문대초거대망원경(VLT)을 이용한 천문학자들의 실험 결과가 발표돼 알버트 아인슈타인이 예측한 중력 효과를 긍정적으로 입증했다.이 실험들 중 하나는 태양보다 약 400만 배나 무거운 블랙홀인 궁수자리 A* 주위를 도는 별들의 궤도를 관찰했다.아인슈타인의 이론은 큰 물체들이 그들 주변의 공간을 휘게 해서 다른 물체들이 그렇지 않으면 그들이 따라갈 직선으로부터 멀어지게 만든다는 것을 암시했다.비록 이전 연구들이 아인슈타인의 이론을 입증했지만, 그의 이론이 이렇게 거대한 물체에 대해 실험된 것은 이번이 처음이었다.이 연구결과는 천체물리학 [125][126]저널에 실렸다.

중력 렌즈

허블우주망원경과 초대형망원경을 사용하는 천문학자들은 은하계에 대한 일반 상대성 이론을 정밀하게 테스트했다.가까운 은하 ESO 325-G004는 강력한 중력 렌즈 역할을 하며, 멀리 있는 은하에서 나오는 빛을 왜곡시켜 중심 주위에 아인슈타인 고리를 형성합니다.ESO 325-G004의 질량과 주변 공간의 곡률을 비교함으로써, 천문학자들은 중력이 이러한 천문학적 길이 [127][128]눈금에서 일반 상대성이론에 의해 예측된 대로 행동한다는 것을 알아냈습니다.

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레퍼런스

메모들

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