آزمون‌های نسبیت عام

از ویکی‌پدیا، دانشنامهٔ آزاد
پرش به: ناوبری، جستجو


نظریه نسبیت عام در آغاز معرفی اش در سال ۱۹۱۵، بنیان تجربی مستحکمی نداشت. مشخص شده بود که این نظریه حرکت تقدیمی حضیض خورشیدی تیر را به درستی توضیح می‌دهد و از نظر فلسفی نیز به خوبی قانون جهانی گرانش نیوتن را با نسبیت خاص یکپارچه می‌ساخت. اینکه بنا بر پیش بینی نسبیت عام نور در میدان‌های گرانشی خم می‌شد در سال ۱۹۱۹ کشف شده بود، اما آزمون‌های دقیق این نظریه از سال ۱۹۵۹ آغاز شد که پیش بینی‌های آن با دقت‌های بیشتری مورد آزمایش در محدوده میدانهای ضعیف قرارگرفت. با شروع از سال ۱۹۷۴، هالس، تیلور و دیگران تپ اخترهای دوتایی را مورد مطالعه قراردادند که امکان تجربه میدان‌های گرانشی بسیار قویتر از آنچه در منظومه شمسی یافت می‌شود، را فراهم می‌ساخت. در هر دو مورد محدوده میدان‌های ضعیف (مانند آنچه در منظومه شمسی یافت می‌شود) و میدان‌های قویتر تپ اخترهای دوتایی، پیش بینی‌های نسبیت عام به خوبی به طور محلی مورد آزمایش قرار گرفته‌اند.

میدان‌های گرانشی بسیار قوی که باید در نزدیکی سیاهچاله‌ها موجود باشد، مخصوصا میدان‌های سیاهچاله‌های ابرسنگین که گمان می‌رود منشا انرژی هسته‌های فعال کهکشانی و اختروش‌ها باشند، از زمینه‌های بسیار فعال پژوهشی کنونی هستند. مشاهده اختروش‌ها و هسته‌های کهکشانی فعال دشوار است و تفسیر این مشاهدات به میزان زیادی وابسته به مدل‌های اخترفیزیکی به غیر از نسبیت عام یا نظریه‌های گرانش رقیب می‌باشد، اما از لحاظ کیفی کاملاً با مفهوم سیاهچاله آن‌گونه که در نسبیت عام مدل می‌شود، همخوانی دارند.

آزمون‌های کلاسیک[ویرایش]

آلبرت اینشتین سه آزمون برای نسبیت عام پیشنهاد نمود که به نام آزمونهای کلاسیک نسبیت عام شناخته می‌شوند:[۱]

  1. حرکت تقدیمی حضیض خورشیدی مدار سیاره تیر
  2. خمیده شدن نور توسط خورشید
  3. انتقال به سرخ گرانشی نور

حرکت تقدیمی حضیض خورشیدی عطارد[ویرایش]

انتقال تیر در ۸ نوامبر ۲۰۰۶ با لکه‌های خورشیدی ۹۲۱،۹۲۲ و ۹۲۳
برای آگاهی از جزئیات بیشتر دربارهٔ این موضوع، مسئله دو جسم در نسبیت عام را ببینید.

در فیزیک نیوتنی یک سامانه دوجسمی متشکل از یک جسم منزوی که به دور یک جسم کروی می‌گردد، یک بیضی تشکیل می‌دهند که جسم کروی در یک کانون آن قرار دارد. نقطهٔ حضیض (نقطه‌ای که در آن دو جسم نزدیکترین فاصله را پیدا می‌کنند) ثابت است. عوامل در منظومه شمسی هست که باعث حرکت تقدیمی (چرخشی) نقطهٔ حضیض سیارات به دور خورشید می‌شوند. علت اصلی حضور سیارات دیگر است که مدار یکدیگر را مغتشش می‌کنند. عامل دیگر که اثر آن جزئی‌تر است، پهن‌شدگی خورشد در قطبین است.

در مورد سیاره تیر، انحرافاتی از حرکت تقدیمی پیش بینی شده توسط این آثار نیوتنی مشاهده شده است. این نرخ غیرطبیعی حرکت تقدیمی حضیض خورشیدی مدار تیر نخستین بار در سال ۱۸۵۹ به عنوان یک مسئله در مکانیک اجرام آسمانی توسط اوربن لاوریه شناسایی شد. تحلیل دوباره مشاهدات زماندار انتقالهای تیر روی قرص خورشید از سال ۱۶۹۷ تا ۱۸۴۸ نشان می‌داد که نرخ واقعی حرکت تقدیمی با مقدار محاسبه شده توسط نظریه نیوتن، به اندازه "۳۸ (ثانیه قوسی) در هر قرن استوایی تفاوت دارد (بعدها در برآورد مجدد این مقدار به "۴۳ رسید).[۲] تعدادی راه‌حل اد هاک و سرانجام ناموفق برای این مسئله پیشنهاد شد، اما این راه‌حل‌ها خود مسائل بیشتری را ایجاد می‌نمودند. در نسبیت عام، این حرکت تقدیمی اضافی، یا تغییر جهت گیری بیضی مداری در درون صفحه مداری اش، با دخالت گرانش از طریق خمش فضازمان توضیح داده می‌شود. انشتین نشان داد که نسبیت عام با میزان انتقال حضیض خورشیدی کاملاً در توافق است.[۱] این عامل قدرتمندی در پذیرش نسبیت بود.

هرچند که اندازه گیریهای قدیمیتر مدارهای سیاره‌ای با استفاده از تلسکوپهای سنتی انجام می‌شد، امروزه با استفاده از رادار اندازه گیریهای دقیقتری انجام می‌گیرند. مقدار کل حرکت تقدیمی مشاهده شده تیر ۰٫۶۵±۵۷۴٫۱۰ ثانیه قوسی در هر قرن نسبت به چارچوب لخت آسمانی بین‌المللی (ICFR) می‌باشد.[۳] این میزان حرکت تقدیمی ناشی از عوامل زیر است:

دلایل حرکت تقدیمی حضیض خورشیدی تیر
مقدار (ثانیه قوسی/قرن ژولینی) علت
۵۳۱٫۶۳ ±۰٫۶۹[۳] کشش‌های گرانشی سایر سیارات
۰٫۰۲۵۴ پهن شدگی خورشید در قطبین
۴۲٫۹۸ ±۰٫۰۴[۴][۵] نسبیت عام
۵۷۴٫۶۴±۰٫۶۹ میزان کل
۵۷۴٫۱۰±۰٫۶۵[۳] میزان مشاهده شده

بدین ترتیب نسبیت عام به خوبی این پدیده را توضیح می‌دهد. محاسبات جدیدتر بر مبنای اندازه گیریهای دقیقتر نیز این شرایط را تغییر نداده‌اند.

سیارات دیگر نیز دچار انتقال حضیض خورشیدی می‌شوند، اما از آنجاییکه فاصله آنها از خورشید بیشتر است و دوره‌های تناوب طولانی تر دارند، میزان انتقال در آنها کمتر است و تا مدتها پس از کشف مربوط انتقال تیر، قابل مشاهده دقیق نبودند. برای نمونه انتقال حضیض خورشیدی زمین بنا بر نسبیت عام "۳٫۸۴ در قرن و برای سیاره زهره "۸٫۶۲ در قرن می‌باشد. هر دو مقدار با نتایج مشاهدات همخوانی دارند.[۶] انتقال حضیض تپ اخترهای دوتایی نیز اندازه گیری شده است که برای پی‌اس‌آر بی۱۹۱۳+۱۶ در حدود ۴٫۲º در سال می‌باشد.[۷] این مشاهدات نیز با نسبیت عام سازگار است.[۸] همچنین می‌توان انتقال حضیض را در منظومه‌های ستاره‌های دوتایی که شامل ستاره‌های فراچگال نیستند، اندازه گرفت، اما مدل کردن آثار کلاسیک آن دشوارتر است. مثلاً زاویه چرخش ستاره‌ها نسبت به صفحه مداریشان باید معلوم باشد که اندازه گیری مستقیم آن بسیار دشوار است.

منابع[ویرایش]

  1. ۱٫۰ ۱٫۱ Einstein, Albert (1916). "The Foundation of the General Theory of Relativity" (PDF). Annalen der Physik 49 (7): 769–822. Bibcode:1916AnP...354..769E. doi:10.1002/andp.19163540702. Retrieved 2006-09-03. 
  2. U. Le Verrier (1859), (in French), "Lettre de M. Le Verrier à M. Faye sur la théorie de Mercure et sur le mouvement du périhélie de cette planète", Comptes rendus hebdomadaires des séances de l'Académie des sciences (Paris), vol. 49 (1859), pp.379–383.
  3. ۳٫۰ ۳٫۱ ۳٫۲ Clemence, G. M. (1947). "The Relativity Effect in Planetary Motions". Reviews of Modern Physics 19 (4): 361–364. Bibcode:1947RvMP...19..361C. doi:10.1103/RevModPhys.19.361. 
  4. خطای اسکریپتی
  5. Myles Standish, Jet Propulsion Laboratory (1998)
  6. خطای اسکریپتی
  7. Matzner, Richard Alfred (2001). Dictionary of geophysics, astrophysics, and astronomy. CRC Press. p. 356. ISBN 0-8493-2891-8. 
  8. خطای اسکریپتی