Genel görelilik testleri

Genel görelilik testleri, genel görelilik teorisi için gözlemsel kanıt oluşturmaya yarar. 1915 yılında ortaya atılan genel görelilik kuramı, somut ve empirik kurallarla temellendirilemiyordu. Kuramın gözlemsel olarak test edilmesi gerekiyordu. Albert Einstein tarafından 1915'te önerilen ilk üç test, Merkür'ün perihelionunun "anormal" devinimi, kütleçekim alanlarındaki ışığın bükülmesi ve kütleçekimsel kırmızıya kayma ile ilgiliydi. Merkür'ün günberisindeki anormal devinimler, felsefi temelde Newton'un evrensel kütleçekim kuralları ile özel görelilik kuramını birleştirebilme özelliğine sahipti. 1919 yılında gerçekleşen güneş tutulması sırasında ışığın kütleçekim nedeniyle büküldüğü ilk kez gözlemlenmişti. Bu gözlem genel görelilik için ilk kanıttı. Bilim insanları kütleçekimsel kırmızıya kaymayı 1925'te ölçtüklerini iddia ettiler, ancak teoriyi gerçekten doğrulayacak kadar hassas ölçümler 1954'e kadar yapılmadı. 1959'da başlayan daha doğru bir program, genel göreliliği zayıf kütleçekim alanı sınırında test ederek teoriden olası sapmaları ciddi şekilde sınırladı.

1970'lerde bilim insanları, Irwin Shapiro'nun Güneş'e yakın radar sinyali seyahat süresindeki göreli zaman gecikmesini ölçmesiyle başlayarak ek testler yapmaya başladılar. 1974 yılında başlamak üzere Hulse, Taylor ve diğerleri bizim Güneş Sistemi'mizden çok daha fazla kütleçekime sahip pulsar yıldızlarının ikili davranışları üzerinde çalıştı. Hem zayıf alan sınırında (Güneş Sistemi'nde olduğu gibi) hem de ikili pulsar sistemlerinde bulunan daha güçlü alanlarla genel göreliliğin öngörüleri son derece iyi test edilmiştir.

Güçlü kütleçekim alanlarının kara deliğe yakın alanlarda bulunması zorunludur. Özellikle süper kütleli kara delikler, güçlü, aktif galaktik çekirdekler ve daha aktif kuasarlar yoğun bir araştırma alanına sahiptir. Kuasar ve aktif galaktik çekirdeklerini gözlemlemek zordur. Bu gözlemleri yorumlamak genellikle astrofizik 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 Lorentz değişmezi yerelde serbest düşmeyi referans alır.

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

Klasik Testler

Albert Einstein 3 farklı genel görelilik testi önerdi. Bu testler 1916'da "klasik genel görelilik kuramı testleri" olarak adlandırıldı.

1. TEST = Merkür'ün günberi devinimi
2. TEST = Işığın Güneş tarafından saptırılması
3. TEST= Işığın kütleçekim kuvvetiyle kırmızıya kayması

London Times da 28 kasım 1919'da yayımlanan bir mektupta Einstein görelilik kuramını tanıttı ve diğer İngiliz meslektaşlarına anlayışları ve çalışmalarına katkılarından dolayı teşekkür etti. Aynı zaman da 3 klasik testi yorumladı.

"Teorinin temel çekiciliği, mantıksal bütünlüğünde yatmaktadır. Eğer bu teoriden çıkarılan sonuçlardan sadece biri bile yanlış çıkarsa, teoriden vazgeçilmelidir. Tüm yapıyı bozmadan onu değiştirmek imkansız gibi görünmektedir."

Merkür'ün günberi devinimi

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 güneş etrafındaki günberilere sebep olmasıdır. Temel neden birbirleri yörüngesinde dönen diğer gezegenlerin varlığıdır. Diğer etki ise güneşin basıklığından kaynaklıdır.

Merkür'ün devinimlerden kaynaklı olarak sapması Newton'un etkilerine göre öngörülmüştür. Merkür'ün 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.

Merkür'ün günberi deviniminin kaynakları

Miktar (yay-saniye/Jülyen yüzyılı)	Nedeni
532,3035	diğer Güneş Sistemi cisimlerinin kütleçekimsel etkileri
0,0286	Güneş'in basıklığı (kuadrupol momenti)
42,9799	kütleçekimsel elektrik etkileri (Schwarzschild benzeri), genel görelilik etkisi
−0,0020	Lense-Thirring devinimi
575,31	toplam tahmin edilen
574,10 ± 0,65	gözlemlenen

Işığın Güneş tarafından saptırılması

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 tarafından 1801’de Newton'un yerçekiminin, yıldız ışığının büyük bir nesne çevresinde büküleceğini tahmin ettiğine işaret edilmiş ve kayıtlara 1804 yılında geçmiştir. Soldner'in değeri 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’inde) sonucun doğru değerin sadece yarısı olduğunu kaydetti. Einstein ışığın bükülmesini doğru hesaplayan ilk insan olmuştu.

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 eşzamanlı yapıldı gözlemler. 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.“

Bununla beraber ilk hesaplamalar zayıflamıştır. Veri kümesinin modern tekrar analizi Eddington’ın analizlerinin doğru olduğunu önermesine rağmen sonuçlar bazıları 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 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.

Işığın kütleçekim kuvvetiyle kırmızıya kayması

Einstein, 1907'de eşdeğerlik ilkesinden yola çıkarak ışığın kütleçekimsel kırmızıya kaymasını öngördü ve bu etkinin, çok yüksek bir kütleçekim alanına sahip bir beyaz cüce yıldızın spektrum çizgilerinde ölçülebileceği tahmin edildi. Sirius-B'nin spektrumunun kütleçekimsel kırmızıya kaymasını ölçmek için ilk girişimler, 1925'te Walter Sydney Adams tarafından yapıldı, fakat sonuç (çok daha parlak olan) ana yıldız Sirius'tan gelen ışıktan kaynaklanan bozulma nedeniyle kullanılamaz olduğu için eleştirildi. Bir beyaz cücenin kütleçekimsel kırmızıya kaymasının ilk doğru ölçümü 1954 yılında Popper tarafından 40 Eridani B'nin 21 km/sn'lik kütleçekimsel kırmızıya kayması ölçülerek yapılmıştır.

Sirius B'nin kırmızıya kayması nihayet 1971'de Greenstein ve arkadaşları tarafından ölçüldü ve 89±16 km/s'lik kütleçekimsel kırmızıya kayma değeri elde edildi. Hubble Uzay Teleskobu ile yapılan daha doğru ölçümler ise 80,4±4,8 km/s değerini vermiştir.

Modern Testler

Genel göreliliği test etmenin modern çağı, genel göreliliği test etmeye bir çerçeve hazırlayan Dicke ve Schiff için büyük bir güdü sağlamıştı. Kütleçekimin 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; 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.

Newton sonrası kütleçekim testleri

Genel göreliliğin erken testleri teoriye karşı geçerli rakiplerin eksikliğinden dolayı engellenmişti. Ne tür testlerin onu rakiplerinden ayırabileceği açık değildi. Genel görelilik kütleçekimin 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 kütleçekimi 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 olduğu alanlarda hareket eden nesneler için sistematik analizler olmalıdır. Post-Newtoncu parametreleri zorlayıcı daha fazla çaba için koşmalı ve genel görelilikten sapmalar sınırlandırılmalıdır.

Kütleçekim objektifliğini ve ışıklı gün gecikmelerini test eden deneyler, Newton'un parametreleriyle aynıdır. Eddington kütleçekim 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 parametreleridir. 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.

Kütleçekimsel merceklenme

En önemli testlerden bir tanesi kütleçekim merceğidir. Uzak astrofizik kaynaklarda gözlemlenmiş ancak çok az kontrol edilmiş ve genel göreliliğe ne kadar katkı sağladıkları kesin değildir. En hassas testler Eddington'un 1919 deneylerine benzerdir; uzak bir kaynaktan gelen radyasyonun Güneş tarafından saptırılmasını ölçer. En hassas analiz edilebilen kaynaklar uzak radyo kaynaklarıdır. Özellikle bazı kuasarlar çok güçlü radyo kaynaklarıdır. Herhangi bir teleskopun yönsel çözünürlüğü prensipte kırınımla sınırlıdır; radyo teleskopları için de bu pratik sınırdır. Dünya genelindeki radyo teleskoplarının birleştirilmesiyle konumsal yüksek doğrulukların (mili yay saniyesinden mikro yay saniyesine) elde edilmesinde önemli bir gelişme sağlandı. Bu teknik çok uzun baz interferometrisi (VLBI) olarak adlandırılır. Bu teknikle radyo gözlemleri, birbirinden uzak mesafelerde bulunan teleskoplarda gözlenen radyo sinyalinin faz bilgilerini birleştirir. Son zamanlarda bu teleskoplar, radyo dalgalarının Güneş tarafından saptırılmasını son derece yüksek bir hassasiyetle ölçmüş ve genel görelilik açısından öngörülen sapma miktarının %0,03 düzeyinde olduğunu doğrulamıştır. Bu hassasiyet düzeyinde, teleskopların Dünya üzerindeki kesin yerini belirlemek için sistematik etkilerin dikkatlice hesaba katılması gerekir. Önemli etkilerden bazıları; Dünya'nın nütasyonu, dönmesi, atmosferik kırılma, tektonik yer değiştirme ve gelgit dalgalarıdır. Bir başka önemli etki ise radyo dalgalarının güneş koronası tarafından kırılmasıdır. Neyse ki, bu etkinin karakteristik bir spektrumu vardır, oysa kütleçekimsel bozulma dalga boyundan bağımsızdır. Bu nedenle, çeşitli frekanslarda ölçümler kullanılarak yapılan dikkatli bir analiz, bu hata kaynağını çıkarabilir.

Tüm gökyüzü Güneş'in neden olduğu ışık sapması nedeniyle hafifçe bozulmuştur (Güneş'e zıt yön hariç). Bu etki, Avrupa Uzay Ajansı'nın astrometrik uydusu Hipparcos tarafından gözlenmiştir. Uydu yaklaşık 10⁵ yıldızın konumu ölçmüş, görevinin tamamı boyunca, her biri tipik olarak 3 mili yay-saniyelik bir doğrulukla yaklaşık 3,5×10⁶ göreceli konum belirlemiştir. Dünya-Güneş doğrultusuna dik kütleçekim sapması zaten 4,07 mili yay-saniyesi olduğundan, hemen hemen tüm yıldızlar için düzeltmelere ihtiyaç vardır. Sistematik etkiler olmadan, bir gözlemdeki 3 mili yay-saniyelik hata, konum sayısının karekökü kadar azaltılabilir ve 0,0016 mili yay-saniyelik bir hassasiyete ulaşılabilir. Ancak sistematik etkiler, belirlemenin doğruluğunu %0,3 ile sınırlamaktadır (Froeschlé, 1997).

Gelecekte, Gaia uzay aracı, Samanyolu'ndaki bir milyar yıldızın sayımını gerçekleştirecek ve konumlarını 24 mikro yay-saniyelik doğrulukla ölçecektir. Böylece, Genel Görelilik tarafından öngörülen Güneş'in neden olduğu ışığın kütleçekimsel sapmasının da sağlam yeni testleri sağlanacaktır.