Genel görelilik testleri

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Gezinti kısmına atla Arama kısmına atla

1915 yılında ortaya atıldı. Genel görecelilik kuramı katı ve empirik kurallarla temellendirilmiyordu. Merkür'ün günberisindeki anormal devinimler sonucu oluşan ve felsefi temelde Newton'un evrensel yer çekimi kuralları ile özel görecelilik kuramını birleştirebilme özelliğine sahipti.bu ışık yer çekimi alanına eğilmiş ve genel görelilik kuramı ile 1919 yılında bir hat oluşturmuştur.fakat bunlar 1959 yılında çeşitli genel görecelik tahminlerinin test edilmelerine kadar bir program olarak adlandırılmıyorlardı. Bu testlerin zayıf çekim alanı sınırı içerisinde olası teori sapmalarıyla sınırlandı. 1974 yılında başlamak uzere Hulse Taylor ve diğerleri bizim güneş sistemimizden çok daha fazla yer çekimine sahip pulsar yıldızlarının ikili davranışları üzerinde çalıştı. Bizim güneş sistemimiz ve pulsar yıldızlarının genel görelilik kuramları yerellerde başarıyla incelenmiştir.

Güçlü yer çekimi alanları kara deliğe yakın alanlarda bulunmak zorundadır.Özellikle süper kütleli kara delikler, güç, aktif galaktik çekirdekler ve daha aktif quasarlar yoğun bir araştırma alanına sahiptir. Kuazar ve aktif galaktik çekirdekleri gözlemlemek zordur ve bu gözlemleri yorumlamak genellikle astro fizik modelleri üzerinden ve genel görelilik ya da rakip kuramlar kullanılmadan yapılır.fakat bu yorumlamalar kara delik kuramıyla tutarlı olarak modellenir. denklik ilkesinin bir sonucu olarak Lotez değişmezi yerelde serbest düşmeyi referans alır. 

lotez sabiti ve dolayısıyla özel görelilik , özel görelilik testleriyle tanımlanır.

Klasik Testler[değiştir | kaynağı değiştir]

Albert Einstain 3 farklı genel görelilik testi önerdi. Bu testler 1916 da klasik genel görelilik kuramıtestleri olarak adlandırıldı.

  1. günberi nin merkürün yörüngesindeki devini mi 
  2. güneşten ışığın sapması 
  3. şığın yerçekimsel kırmızı sapması 

London Times da 28 kasım 1919 da yayımlanan bir mektupta einstain görelilik kuramını tanıttı ve diğer ingiliz meslektaşlarına anlayışları ve çalışmalarına katkılarından dolayı teşekkür etti.aynı zaman da 3 klasik testi yorumladı.

"TEORİNİN EN ÖNEMLİ ÖZELLİĞİ MANTIKSAL BİR BÜTÜNLÜK İÇİNDE OLUŞUDUR.EĞER TEK BİR ÇÖZÜM BİLE YANLIŞ OLURSA BIRAKILMALI.TEK BİR YANLIŞI TÜM BÖLÜMLERE ZARAR VERMEDEN DEĞİŞTİRMEK İMKANSIZ GÖRÜNÜYOR.

Merkürün günberi devinimi[değiştir | kaynağı değiştir]

. Newton fiziği altında, küresel kitle yörüngesindeki yalnız nesne bir alanda küresel kitleyle elips bir plan çizebilir. En yakın yaklaşım noktası, günberi olarak adlandırılan düzenlenmiştir.bizim güneş sistemimizin etkilerinden bir tanesi geneş etrafındaki günberilere sebep olur.temel neden birbirleri yörüngesinde dönen diğer geegenlerin varlığıdır.diğer etki ise güneşin basıklığından kaynaklıdır

.merkürün devinimlerden kaynaklı sapması newton nun etkilerine göre öngörülür.merkürün yörüngesindeki günberi devinimlerinin anormal oranı ilk kez urbein Le Verrier tarafından 1859 yılından göksel bir sorun olarak tanımlanmıştır.güneş üzerinden 1697 1848 tarihleri arasında merkürün hareketlerinin uygun zamanlı gölemlerinin yeniden analizleri newtonun teorisinden farklı olarak asıl devinim oranlarını bize gösteriyor.plansız ve başarısız sonuçlardan biri önerildi fakat onlar daha fazla sorunun tanıtılmasına eğilimliydi.genel görelilik te kalan devinim ya da elips şeklindeki yörüngenin yerinin değişimi 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.

Sources of the precession of perihelion for Mercury
Amount (arcsec/Julian century) Cause
531.63 ±0.69[1] Gravitational tugs of the other planets
0.0254 Oblateness of the Sun (quadrupole moment)
42.98 ±0.04[2] General relativity
574.64±0.69 Total
574.10±0.65[1] Observed

Güneşin ışığı saptırması[değiştir | kaynağı değiştir]

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) Newtonun 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 güneşe yakın yıldızlar izlenebilirdi. Brezilya’da Sobral, Ceará ve Afrika’nın batı sahilinde São Tomé and Príncipe’de olmak üzere eşzaman yapıldı gözlemler. [13] Sonuçlar olağanüstü haberler olarak kabul gördü ve en önemli gazetelerin ön sayfalarında yer aldı. Böylece Einstein ve genel görelilik teorisi ünlü olmuştu. 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 zayıflardı. 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. Ölçüm1922 tutulmasında Lick Gözlemevinden bir grup tarafından tekrarlandı. 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 yaptıkları gözlemlerdi. 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.[kaynak belirtilmeli] Einstein halkası daha yakın nesneler tarafından uzak galaksilerden gelen ışığın sapmasına bir örnektir.                              

Işığın yerçekimsel kırmızıya kayması[değiştir | kaynağı değiştir]

Bir ışık dalgası yer çekimsel bir alana karşı yukarıya doğru hareket ettikçe yerçekimsel kırmızıya kayma gerçekleşir(aşağıda sarı yıldızın neden olduğu). Einstein 1907’de denklik prensibine dayanarak ışığın yerçekimsel 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. 

Modern Testler[değiştir | kaynağı değiştir]

Genel göreliiği test etmenin modern çağı, genel göreliliği test etmeye bir çerçeve hazırlayan Dicke ve Schiff için büyük bir güdü sağlamıştı. [23][24][25] Yerçekiminin bir teorisinde prensipte olabilen ama genel görelilikte olmayan etkileri test eden hem klasik testlere hem de geçerliliği olmayan testlere vurgu yapmışlardır. Diğer önemli teorik gelişmeler genel göreliliğe alternatif teorilerin başlangıcını içeriyordu. Öncelikle Scalar-Tensor Teorileri örneğin Brans-Dicke Teorisi[26]; genel görelilikten sapmaların ölçülebileceği Parametreli Post-Newtoncu Biçimsellik ve Denklik Prensibinin çerçevesi.

Deneysellik olarak, uzayın keşfinde yeni gelişmeler;elektronik ve yoğun madde fiziği daha kesin deneyleri mümkün kılmıştır. Örneğin Pound–Rebka deneyi, lazer interferometri ve lunar rangefinding.

Post-Newtoncu Yerçekimi Testleri[değiştir | kaynağı değiştir]

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 göreliliklede uyumluydu. Ayrıca son derece basit ve akıllıca bir kuramdı. Bu 1960'ta Brans-Dicke teorisinin tanıtılmasıyla değişti. Bu teori tartışmalı bir biçimde daha basittir. Boyutsal sabitler yoktur ve Marc’ın prensibinin bir versiyonu ve 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 yerçemsel alanlarda hareket eden nesneler için sistematik analizler olmalı.Post-Newtoncu parametreler izorlayıcı daha fazla çaba işe koşulmalı ve genel görelilikten sapmalar sınırlandırılmalıdır.

Yerçekimi objektifliğini ve ışıklı gün gecikmelerini test eden deneyler, Newtonun parametreleriyle aynıdır. Eddington sözüm ona 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.Merkürün günberi kaymalaının 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.

Yerçekimi Merceği[değiştir | kaynağı değiştir]

En önemli testlerden bir tanesi yerçekimi merceğidir.Uzak astrofizik kaynaklarda gözlemlenmiş ancak çok az kontrol edilmiş ve genel göreliliğe ne kadar katkı sağladıkları kesin değil.En hassas testler 1919 da Eddington un deneylerine benzerdir.Güneşe uzak bir kaynaktan radyasyon sapması ölçülür.En hssas analiz edilebilen kaynaklar radyo kaynaklarına uzaktadır.özellikle bazı kuazlar çok güçlü radyo kaynaklarıdır.Herhangi bir teleskopuın yönsel çözünürlüğü kırınımın içinde sınırlıdır.Radyo teleskopları içimn bu pratik sınırdır.Yönsel doğruluk elde etmek için bir önemli gelişimde;Dünya üzerindeki radyo teleskoplarını birleştirmektir.Bu teknik enterforemetre olarak adlandırılır.Bu teknik radyo gözlemleri çift teleskoplarla gözlenen radyo sinyalinin faz bilgileri ile büyük mesafeler üzerinde ayrıldı. Son zamanlarda, bu teleskoplar radyo dalgalarının sapmasını 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 Güneştacında radyo dalgalarının kırılma olmasıdır. Yerçekimi bozulma dalgası bağımsız ise bu etki, karakteristik spektrumuna sahiptir. 

Böylece, dikkatli analiz, çeşitli frekanslarda ölçümlerini kullanarak, hatanın kaynağını bu çıkarabilirsiniz.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 yerçekimi sapma 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 ölçülmesi 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 olacak güneşten kaynaklanan ışığın yerçekimi sapması yeni testlerle olacaktır. [29]

 Gelecekte, Gaia uzay aracı Galaksimizin konumunu doğrulukla ve bir milyar yıldızlı bir nüfus sayımıyla ölçecek. Böylece o da genel görelilik tarafından tahmin edilmiş olacak güneşten kaynaklanan ışığın yerçekimi sapması yeni testlerle sağlanacaktır.  

Notes[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ a b Clemence, G. M. (1947). "The Relativity Effect in Planetary Motions". Reviews of Modern Physics. 19 (4), s. 361–364. Bibcode:1947RvMP...19..361C. doi:10.1103/RevModPhys.19.361. 
  2. ^ Myles Standish, Jet Propulsion Laboratory (1998) http://classroom.sdmesa.edu/ssiegel/Physics%20197/labs/Mercury%20Precession.pdf