Genel görelilik testleri

Newton fiziği altında, küresel kitle yörüngesindeki yalnız nesne bir alanda küresel kitleyle elips bir plan çizebilir. En yakın yaklaşım noktası günberi olarak düzenlenmiştir. Bizim güneş sistemimizin etkilerinden biri de geneş etrafındaki günberilere sebep olmasıdır. Temel neden birbirleri yörüngesinde dönen diğer gezegenlerin varlığıdır. Diğer etki ise güneşin basıklığından kaynaklıdır.

Merkürün devinimlerden kaynaklı olarak sapması Newton'nun etkilerine göre öngörülmüştür. Merkürün yörüngesindeki günberi devinimlerinin anormal oranı ilk kez Urbain Le Verrier tarafından 1859 yılından göksel bir sorun olarak tanımlanmıştır. Güneş üzerinden 1697-1848 tarihleri arasında Merkür'ün hareketlerinin uygun zamanlı gözlemlerinin yeniden analizleri Newton'un teorisinden farklı olarak, asıl devinim oranlarını bize gösteriyor. Ve başarısız sonuçlardan biri önerildi. Fakat onlar daha fazla sorunun tanıtılmasına eğilimliydi. Genel görelilikte kalan devinim ya da elips şeklindeki yörüngenin yerinin değişimi ve uzay boşluğunun eğriliğinden kaynaklı yer çekimiyle açıklanır. Einstein gösterdi ki genel görelilik gözlemlenen günberi kaymalarıyla yakından ilişkilidir. Genel göreliliğin adaptasyonu için bu motive edici güçlü bir faktördür.

1919 güneş tutulması deneyinden Eddington’a ait fotoğraflardan biri. Makale 1920 yılında yayınlandı. Daha fazla detay için Genel Görecelikte Kepler Sorunu'na bakılabilir. 

Johann Georg von Soldner 1801’de (1804'te yayınlandı) Newton'un yerçekiminin, yıldız ışığının büyük bir nesne çevresinde büküleceğini tahmin ettiğine işaret etmişlerdi. [10]Soldner'ınki ile aynı değer 1911’de Einstein tarafından denklik ilkesine dayandırılarak hesaplanmıştı. Bununla beraber Einstein 1915'te genel göreliliği tamamlama sürecinde 1911’deki(tabii ki Soldner’ında) sonucun doğru değerin sadece yarısı olduğunu kaydetti. Einstein ışığın bükülmesini doğru hesaplayan ilk insan olmuştu. [11]

Işığın saptırılmasıyla ilgili ilk gözlem gök kürede yıldızların güneşin yakınlarından geçerken gerçekleşen pozisyon değişiminin belirtilmesiyle yapılmıştı. Gözlemler tam bir güneş tutulması sırasında yapılmıştı. Böylece Güneş'e yakın yıldızlar izlenebilir hale geldi. Brezilya’da Sobral, Ceará ve Afrika’nın batı sahilinde São Tomé and Príncipe’de olmak üzere eş zamanlı yapıldı gözlemler. [13] Sonuçlar olağanüstü haberler olarak kabul gördü. En önemli gazetelerin ön sayfalarında yer aldı. Böylece Einstein ve genel görelilik teorisi ünlü olmuş oldu. Asistanı Einstein’a eğer genel görecelik Eddington ve Dyson tarafından 1919’da doğrulanmasaydı tepkiniz ne olurdu diye sorduğunda Einstein ünlü esprisini yaptı: “Sevgili lord için üzülürdüm. Teori zaten doğru.“  

[14] Bununla beraber ilk hesaplamalar zayıflamıştır. Veri kümesinin[16] modern tekrar analizi Eddington’ın analizlerinin doğru[17][18] olduğunu önermesine rağmen sonuçlar bazıları[15] tarafından, sistematik hata ve olası doğrulama eğilimi yüzünden tartışılmıştı. Ölçüm 1922 tutulmasında Lick Gözlemevinden bir grup tarafından tekrar gözlemlendi. Sonuçlar 1919’da elde edilen sonuçlarla[18] uyumluydu. Bundan sonra birkaç kez daha ölçümler tekrarlandı. Bunlardan en çok dikkat çekeni 1953'te Yerkes Gözlemevi astronomlarının ve 1973'te Teksas Üniversitesinden bir grubun yaptıklarını gözlemlemesiydi. Bu ölçümlerde kayda değer belirsizlik yaklaşık yıl kadar yaşandı. Ta ki 1960 yılında radyo dalgalarıyla gözlem yapılmaya başlanılana dek. 1960'tan sonra sapma miktarının tam değeri genel göreliliğin tahminiyle kesinlikle kabul edildi. Bu sayının yarısı değildi. Einstein halkası daha yakın nesneler tarafından uzak galaksilerden gelen ışığın sapmasına bir örnektir.                              

Bir ışık dalgası yer çekim kuvveti olan bir alana karşı yukarıya doğru hareket ettikçe yerçekimi kırmızıya kayma gerçekleşir(aşağıda sarı yıldızın neden olduğu). Einstein 1907’de denklik prensibine dayanarak ışığın yerçekimi kuvvetiyle yer çekimsel kırmızıya kaymasını tahmin etmişti. Fakat astrofizik açısından ölçülmesi çok zordu(denklik prensibi başlığı altındaki tartışmaya bakabilirsiniz). 1925'te Walter Sydney Adams tarafından da ölçülmesine rağmen kesin olarak 1959’da Pound Rebka deneyinde test edildi. Deneyde Mössbauer etkisi[21][22] adı verilen son derece hassas bir olguyu kullanarak Harvard Üniversitesi’nde bulunan Jefferson kulesinin en üst ve en alt kısmında yer alan iki kaynaktan göreli kırmızıya kayma ölçüldü. Sonuç genel görelilikle mükemmel biçimde uyumluydu. 

Genel göreliliğin erken testleri teoriye karşı geçerli rakiplerin eksikliğinden dolayı engellenmişti. Ne tür testlerin onu rakiplerinden ayırabileceği açık değildi. Genel görelilik yerçekiminin bilinen tek rölativistik kuramıydı. Gözlemler ve özel görelilikle de uyumluydu. Ayrıca son derece basit ve akıllıca bir kuramdı. Bu 1960'ta Brans-Dicke teorisinin tanıtılmasıyla değişti. Bu teori tartışmalı bir biçimde daha basitti. Boyutsal sabitler yoktur ve Marc’ın prensibinin bir versiyonu, Dirac’ın büyük sayılar hipotezi ile uyumludur. Bu iki felsefi fikir göreliliğin tarihinde etkili olmuştur. Sonuçta bu Nordtvedt ve Will tarafından parametreli post-newtoncu biçimselciliğin geliştirilmesine öncülük etmiştir. On tane ayarlanabilir parametre bulunmaktadır. Hepsi de olası olarak Newton’un evrensel kütle çekimi kanunundan yola çıkmaktadır. Hareket eden nesnelerin hızı birinci sırada yer alır( v:bir nesnenin hızı . c:ışığın hızı). Bu yaklaşım genel görelilikten olası sapmalara izin verir. Zayıf yer çekimi kuvvetinin oldğu alanlarda hareket eden nesneler için sistematik analizler olmalıdır. Post-Newtoncu parametreler izorlayıcı daha fazla çaba için koşmalı ve genel görelilikten sapmalar sınırlandırılmalıdır.

Yer çekimi objektifliğini ve ışıklı gün gecikmelerini test eden deneyler, Newton'un parametreleriyle aynıdır. Eddington yer çekimi kaynağı tarafından ışığın parametrik hale getirilme miktarlarıdır (genel görelilik için bu bire eşittir ve diğer teorilerde farklı değerler alabilir). En iyi ayarlanmış yeni 10 Newton paremetreleridir. Fakat diğerlerini ayarlamak için dizayn edilmiş başka deneylerde vardır. Merkür'ün günberi kaymalarının gözlemleri güçlü denklik ilkelerini oluşturur. Bepi Colombo'nun görevlerinin amaçlarından bir tanesi parametrize edilmiş post-newton biçimciliğini yüksek doğrulukla gama ve beta parametreleriyle ölçerek genel görelilik kuramını test etmektir.

En önemli testlerden bir tanesi yerçekimi merceğidir. Uzak astrofizik kaynaklarda gözlemlenmiş ancak çok az kontrol edilmiş ve genel göreliliğe ne kadar katkı sağladıkları kesin değildir. En hassas testler 1919'da Eddington'un deneylerine benzerdir. Güneş'e uzak bir kaynaktan radyasyon sapması ölçülür. En hassas analiz edilebilen kaynaklar radyo kaynaklarına uzaktır. Özellikle bazı kuazlar çok güçlü radyo kaynaklarıdır. Herhangi bir teleskopuın yönsel çözünürlüğü kırınımın içinde sınırlıdır. Radyo teleskopları için bu pratik sınırdır. Yönsel doğruluk elde etmek için bir önemli gelişimde; Dünya üzerindeki radyo teleskoplarını birleştirmektir. Bu teknik enterforemetre olarak adlandırılır. Radyo gözlemleri çift teleskoplarla gözlenen radyo sinyalinin faz bilgileri ile büyük mesafeler üzerinde ayrıldı. Son zamanlarda, bu teleskoplar radyo dalgalarının sapması Güneş tarafından ölçüldü. Hassas sistematik etkiler yeryüzünde teleskopların kesin konumunu belirlemek için dikkate alınması gerekir. Bazı önemli etkiler Dünya'nın nutasyon, döndürme, atmosferik kırılma, tektonik yer değiştirme ve gelgit dalgaları oluşturur. Bir başka önemli etkisi Güneş tacında radyo dalgalarının kırılmasıdır. Yer çekimi bozulma dalgası bağımsız ise bu etki, karakteristik spektrumuna sahiptir. 

Böylece dikkatli analiz çeşitli frekanslarda ölçümleri kullanarak, hatanın kaynağı bulunabilir. Tüm gökyüzü Güneş ışıklarının sapması nedeniyle hafifçe bozuluyor. Bu etki, Avrupa Uzay Ajansı Astrometrik uydu Hipparcos tarafından gözlenmiştir. Yaklaşık 105 yıldızlı pozisyonlarda ölçüldü. Tam misyonu sırasında yaklaşık 3,5 × 106 bağıl pozisyonları tipik olarak 3 mili yay-saniyesidir (8? 9 büyüklüğündeki yıldızı doğruluk) doğrulukla, belirlenmiştir. Dünya-Güneş yönüne dik yer çekimi sapması 4.07 mili yay-saniyesi olduğundan, düzeltmeler hemen tüm yıldızlar için gereklidir. Sistematik etkileri olmadan, 3 mili yay-saniyesidir bireysel gözlem hata, 0.0016 mili yay-saniyesidir hassasiyetle gider, pozisyonların sayısının kare kökü ile azaltılabilir. Sistematik etkiler, ancak,% 0.3 (Froeschlé, 1997) kesin olarak ölçülmesini sınırlar. Gelecekte, Gaia uzay aracı Galaksimizin bir milyar yıldızlı bir nüfus sayımı ve 24 microarcseconds doğrulukla konumlarını ölçecek. Böylece o da genel görelilik tarafından tahmin edilmiş olarak Güneşten kaynaklanan ışığın yer çekimi sapması yeni testlerle gerçekleşecektir. [29]