Pruebas de la relatividad general

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No hubo pruebas observacionales fuertes para la Teoría de la relatividad general de Einstein, hasta mucho después de que ésta fuera introducida en 1915. Los físicos la aceptaron porque daba un explicación consistente acerca de los adelantos en el perihelio de Mercurio, predecía la curvatura de la luz de las estrellas de fondo al pasar cerca del Sol en dirección a la Tierra, lo que se probaría con las imágenes del eclipse de sol del 26 de mayo de 1919, (causando un desplazamiento en las posiciones observadas en coordenadas celestes de sus estrellas fuente en 1,7 segundos de arco, la cantidad predicha por la teoría) y porque fue capaz de unificar la ley de gravitación universal de Newton, con la Relatividad Especial de una manera conceptualmente simple. A pesar de la propuesta de Einstein de las tres pruebas clásicas (el ajuste de la órbita real de Mercurio a la TGR, la curvatura de la luz al pasar cerca del sol, y que la curvatura del espacio creada por la presencia de grandes masas produce lentes gravitavionales), la teoría seguía sin tener una prueba contundente hasta que se desarrolló un programa observacional de precisión que se inició en 1959, (con la propuesta teorica para la construcción de la sonda Gravity Probe B). Este programa ha probado la teoría sistemáticamente en campos gravitacionales débiles y limitando significativamente las posibles desviaciones de la teoría. Desde 1974 Hulse y Taylor han estudiado campos gravitacionales más fuertes en pulsares binarios. En estos ambientes, a escalas de sistemas solares típicos, la relatividad general ha sido probada bastante bien.

En las escalas superiores, como podría ser a escala galáctica o cosmológica, la relatividad general no ha sido sujeta aún a observaciones "de precisión". Algunos han interpretado a la materia oscura o la energía oscura como la posible causa del fracaso de la teoría de Einstein a grandes distancias, pequeñas aceleraciones, o pequeñas curvaturas. De manera similar, los fuertes campos gravitacionales alrededor de un agujero negro, y especialmente de un agujero negro súper masivo, que se piensa dan lugar a los quásares.

Pruebas fuertes de campo: pulsares binarios[editar]

Impresión artística del pulsar PSR J0348 + 0432 y su compañera enana blanca.[1]

Los púlsares son estrellas de neutrones que giran rápidamente y emiten pulsos regulares de radio a medida que giran. Como tales, actúan como relojes que permiten un seguimiento muy preciso de sus movimientos orbitales. Las observaciones de pulsares en órbita alrededor de otras estrellas han demostrado recesiones sustanciales de periapsis que no pueden ser explicados clásicamente pero pueden ser explicados mediante el uso de la relatividad general. Por ejemplo, el pulsar binario Hulse-Taylor (PSR B1913+16), (un par de estrellas de neutrones en el que una se detecta como un pulsar) tiene una precesión observada de más de 4° de arco por año (órbita por turno de periastro de sólo alrededor de 10−6 ). Esta precesión se ha utilizado para calcular las masas de los componentes.

De manera similar a la forma en que los átomos y moléculas emiten radiación electromagnética, una masa gravitatoria que está en una vibración tipo cuadrupolo o de orden superior, o es asimétrico y en rotación, pueden emitir ondas gravitacionales. Estas ondas gravitacionales se prevé que viajan a la velocidad de la luz. Por ejemplo, los planetas orbitan alrededor de la Sol pierden constantemente energía a través de radiación gravitatoria, pero este efecto es tan pequeño que es poco probable que se observe en el futuro cercano (La Tierra irradia alrededor de 200 vatios (ver las ondas gravitacionales) de radiación gravitacional).

Las ondas gravitacionales se han detectado indirectamente en el pulsar binario Hulse-Taylor (y en otros pulsares binarios) [2] El tiempo preciso de los pulsos demuestra que las estrellas orbitan sólo aproximadamente de acuerdo con las leyes de Kepler: con el tiempo poco a poco se mueven en espiral una hacia la otra, lo que demuestra la pérdida de energía en estrecho acuerdo con la energía predicha radiada por las ondas gravitacionales. [3] [4] Por el descubrimiento del primer pulsar binario y la medición de su decaimiento orbital debido a la emisión de ondas gravitacionales, Hulse y Taylor ganaron el Premio Nobel 1993 de Física . [5]

Un "pulsar doble" descubierto en 2003, PSR J0737-3039, tiene una precesión periastro de 16.90 ° por año; a diferencia del binario Hulse-Taylor, dos estrellas de neutrones son detectados como púlsares, lo que permite una sincronización perfecta de los dos miembros del sistema. Debido a esto, la órbita apretada, el hecho de que el sistema está casi de canto, y la muy baja velocidad transversal del sistema como se ve desde la Tierra, J0737-3039 ofrece, con mucho, el mejor sistema para pruebas de campo fuerte de la relatividad general conocido hasta el momento. Se observaron varios efectos relativistas distintos, incluyendo la degradación orbital como en el sistema Hulse-Taylor. Después de observar el sistema durante dos años y medio, cuatro pruebas independientes de la relatividad general eran posibles, la más precisa (el retardo de Shapiro) confirmando la predicción de la relatividad general a un 0,05% [6] (sin embargo, el cambio periastro por órbita es de sólo 0,0013 % de un círculo y por lo tanto no es una prueba de orden superior de la relatividad).

En 2013, un equipo internacional de astrónomos reportó nuevos datos de la observación de un sistema pulsar y enana blanca PSR J0348+0432, en la que han sido capaces de medir un cambio en el periodo orbital de 8 millonésimas de segundo por año, y confirmó predicciones de la relatividad general en un régimen extremos campos gravitacionales nunca antes probado; [7] , pero todavía hay algunas teorías en competencia que estarían de acuerdo con estos datos [8] .

Véase también[editar]

Referencias[editar]

  1. «Einstein Was Right — So Far». ESO Press Release. Consultado el 30 de abril de 2013. 
  2. Stairs, Ingrid H. «Testing General Relativity with Pulsar Timing». Living Reviews in Relativity 6. arXiv:astro-ph/0307536. Bibcode:2003LRR.....6....5S. doi:10.12942/lrr-2003-5. 
  3. Weisberg, J. M.; Taylor, J. H.; Fowler, L. A. (October 1981). «Gravitational waves from an orbiting pulsar». Scientific American 245: 74-82. Bibcode:1981SciAm.245...74W. doi:10.1038/scientificamerican1081-74. 
  4. Weisberg, J. M.; Nice, D. J.; Taylor, J. H. (2010). «Timing Measurements of the Relativistic Binary Pulsar PSR B1913+16». Astrophysical Journal 722: 1030-1034. arXiv:1011.0718v1. Bibcode:2010ApJ...722.1030W. doi:10.1088/0004-637X/722/2/1030. 
  5. «Press Release: The Nobel Prize in Physics 1993». Nobel Prize. 13 de octubre de 1993. Consultado el 6 de mayo de 2014. 
  6. Kramer, M. et al. (2006). «Tests of general relativity from timing the double pulsar». Science 314 (5796): 97-102. arXiv:astro-ph/0609417. Bibcode:2006Sci...314...97K. doi:10.1126/science.1132305. PMID 16973838. 
  7. Antoniadis, John (2013). «A Massive Pulsar in a Compact Relativistic Binary». Science (AAAS) 340 (6131): 1233232. arXiv:1304.6875. Bibcode:2013Sci...340..448A. doi:10.1126/science.1233232. 
  8. «Massive double star is latest test for Einstein’s gravity theory». Ron Cowen. Nature. 25 de abril de 2013. Consultado el 7 de mayo de 2013.