Úvod Teorie relativity Matematické dodatky FAQ Ke stažení Napište mi

Ověřování obecné teorie relativity

Ohyb světla
Nadměrné stáčení perihélia Merkuru
Čas v gravitačním poli
Gravitační vlny
Princip ekvivalence
Lensův-Thirringův jev
Budoucí experimenty

Ohyb světla

Světlo by mělo být podle obecné relativity ovlivněno gravitací. Nejdostupnějším zdrojem dostatečně silného gravitačního pole je Slunce a pokusnými paprsky by mohlo být světlo hvězd. Jenže hvězdy blízko Slunce nejsou vidět, jelikož je Slunce přesvítí. Jediná možnost tedy je měření při úplném zatmění, kdy je Slunce zakryto Měsícem. Takové měření skutečně proběhlo a skutečně bylo pozorováno zakřivení světla - hvězdy, které na daném místě mají jistou polohu ji najednou jakoby změnily, když tudy procházelo Slunce. Došlo k tomu proto, že paprsek, který normálně letí kudysi mimo Zemi, se u Slunce ohnul a dosáhl Země. Tím však také přiletěl z jiného směru než obyčejně a hvězda se tak zdá být jinde.

Ohyb světla v blízkosti Slunce

S dokonalejšími dalekohledy přišla také lepší pozorování ohybu světla v gravitačním poli - na některých snímcích z velkých teleskopů je vidět, že za skupinou galaxií (což je silný zdroj gravitace) se nachází galaxie další, ale jejich obraz je neskutečně rozplizlý a zprohýbaný, jakoby prošel čočkou. Proto se také tento jev nazývá efekt gravitační čočky (například QSO 0957+561 - dvojitý obraz kvasaru, MG 1131+0456 - Einsteinův prstenec).

Efekt gravitační čočky - zdroj HST, NASA.


Nadměrné stáčení perihélia Merkuru

Tato anomálie v pohybu Merkuru byla odhalena už dlouho před teorií relativity a nebylo pro ni nalezeno uspokojivé vysvětlení v souladu s Newtonovou teorií. Z Newtonovy fyziky sice jisté stáčení vyplývá také, ale ne tak velké, jaké bylo naměřeno. Teprve výpočty v obecné relativitě dávají výsledky shodné s pozorováním. Není to samozřejmě jenom případ Merkuru - i Země a další planety vykazují stáčení perihélia, ale ve sluneční soustavě je pouze Merkur tak blízko Slunci, že byl jev viditelný už pro astronomy před objevem teorie relativity. Mimořádně silně se však toto stáčení projevuje například v těsných a hmotných dvojhvězdách. Tam kolem sebe hvězdy obíhají po takových drahách, že by Newton svou teorii škrtl (např. binární pulsary PSR 1913+16 nebo PSR 1534+12).


Čas v gravitačním poli

Čím silnější gravitační pole, tím pomaleji plyne čas. Tedy by měl být rozdíl mezi časem na vrcholcích hor a časem v údolí. V případě Země je takový rozdíl nesmírně malý, ale přesto byl mnohokrát bezprostředně změřen. První výsledky však pocházely z mimozemských těles: roku 1924 zjistil W.S.Adams gravitační rudý posuv ve spektru Siria B, bílého trpaslíka se silnou gravitací (později proběhla podobná měření u neutronových hvězd, kde je efekt ještě silnější). Robert Pound a Glen Rebka pak roku 1960 detekovali Mossbauerovým jevem gravitační rudý posuv u záření gama na výšce 22,6 metrů v Jeffersonově věži v areálu Harvardovy university. Vessot a Levine roku 1976 vyslali časoměřič do výšky asi 10 000 km po eliptické dráze přes Atlantik (Gravity Probe A - sekce "Frequently Asked Questions") a měřili tak v nehomogenním poli. V listopadu 1975 provedl Carrol Alley pokus s cesiovými hodinami, které nechal létat ve výšce přes 7 km nad Chesapeakskou zátokou rychlostí asi 500 km/h, přičemž druhé identické hodiny zůstaly na povrchu. Po 15 hodinách letu ukazovaly cestující hodiny o 47,2 ns více než hodiny pozemské, tedy hodiny ponořené více v gravitačním poli se zpomalily. Pouze vliv gravitace by způsobil rozdíl 52,8 ns, ovšem uplatnila se samozřejmě navíc ještě dilatace času, která se naopak snažila zpomalovat hodiny v letadle (zde o 5,7 ns). Výsledný teoretický předpoklad (52,8 - 5,7 = 47,1 ns) souhlasí velmi dobře s naměřenou hodnotou... Ve známém Haefelově-Keatingově pokusu sice také cestovaly přesné hodiny letadlem, ovšem ověřovala se dilatace času - proto bylo nutné odečíst naopak vliv gravitace.


Gravitační vlny

Gravitační vlny vznikají při zrychlení hmotných těles a jsou tím silnější, čím hmotnější jsou daná tělesa. I tak jsou ovšem velmi slabé, proto byl (a dodnes je) problém je detekovat přímo. Poprvé se o to pokusil američan John Weber v 50. letech 20. století, ale nedosáhl přesvědčivých výsledků. Dnes pracující detektory jsou kilometrovými tyčemi v hlubokém vakuu sledované přesnými laserovými interferometry: projekty LIGO v USA, GEO 600 u Německého Hannoveru, VIRGO v Itálii u města Pisa, atd. Také se prováděl pokus s měřením vzdálenosti sondy Cassini, která je nyní u planety Saturn - případné gravitační vlny mohly být zachyceny během cesty (měřilo se na konci roků 2001, 2002 a 2003). S využitím kosmických sond se počítá také v projektu LISA na oběžné dráze kolem Slunce (budou se laserem měřit změny vzdáleností mezi třemi detektory 5 milionů kilometrů od sebe) - start je plánován orientačně na rok 2015. Minimálně se však podařilo prokázat jejich existenci nepřímo: v těsných soustavách hmotných dvojvězd jsou rotací složek vyzařovány gravitační vlny a odnáší si s sebou část energie systému, což se projevuje pomalým sbližováním složek a tedy růstem frekvence oběhu. Tento nárůst byl skutečně pozorován (PSR 1913+16) a změřené hodnoty souhlasí s teorií.

2D model gravitačních vln


Princip ekvivalence

Podle principu ekvivalence by měla být setrvačná hmotnost úměrná hmotnosti gravitační, při vhodné volbě jednotek by měly být shodné. První měření provedl maďarský fyzik Eotvos - použil dvě tělesa z různých materiálů na torzním vlákně a platnost principu ověřil s přesností 5.10 -9. Zatím nejpřesnějšího výsledku dosáhl J.O.Dickey v devadesátých letech 20.století laserovým měřením vzdálenosti Země-Měsíc v poli Slunce. Ověřil platnost principu na 10 -13.


Lensův-Thirringův jev

Efekt strhávání časoprostoru kolem rotujícího objektu byl zaznamenán v akrečních discích černých děr (objekty GRS 1915+105 a GRO J1655-40, provedeno 1997 - Cui, Zhang a Chen) a též pomocí družic LAGEOS I a LAGEOS II přesným laserovým měřením jejich polohy. Posun roviny jejich oběžných drah byl asi 2 metry za rok. 20.dubna 2004 úspěšně odstartovala družice Gravity Probe B, nesoucí 4 gyroskopy, rotující rychlostí 150 otáček za sekundu (9000/min), chlazené kapalným heliem. Sonda obíhá Zemi na polární dráze a sbírala data od srpna 2004 do září 2005. Lensův-Thirringův jev při otáčení Země by měl hnout s osou rotace gyroskopů. Nyní probíhá vyhodnocování dat, které se ukázalo jako složitější, než se očekávalo. Silnější z obou jevů se již podařilo prokázat, ale slabší jev je zatím (je-li přítomen) nečitelný díky jistým nečekaným pohybům, které gyroskopy vykonávaly. Vědci se nyní pokouší rušení modelovat a odečíst, podle posledních zpráv z listopadu 2007 se postup začíná dařit a stanovený termín je zatím říjen 2008.


Budoucí experimenty

Experimenty plánované do budoucna mají naše znalosti posunout ještě dál. Jejich cílem je ověřovat platnost Einsteinovy teorie v extrémních podmínkách zlomku sekundy po Velkého Třesku nebo v těsné blízkosti horizontu událostí černých děr. Budou pozorovat procesy, při kterých se kromě relativistických efektů uplatňuje i kvantová mechanika. Tato pozorování možná pomohou nalézt cesty, jak teorii relativity s kvantovou fyzikou spojit v teorii jedinou a odstranit tak zásadní rozpor mezi nimi. Tyto úkoly na sebe vzala iniciativa NASA nazvaná Beyond Einstein.

Už zmíněný projekt LISA spadá do této iniciativy, dále je to projekt Constellation X (rentgenová observatoř nové generace, start předpokládán na rok 2017), Big Bang Observer (bude sledovat gravitační vlny nesoucí informaci z okamžiku 10-35 sekundy po Velkém Třesku), Black Hole Imager (bude zobrazovat horizont událostí dalekých černých děr metodou rentgenové interferometrie) a další. K takovým úkolům bude nutná zatím nevídaná citlivost detektorů. Projekty této řady se mají uskutečnit někdy během následujících dvou desetiletí.