La relativité générale
Renseignements généraux
Cette sélection Wikipedia est déconnecté disponibles à partir enfants SOS pour la distribution dans le monde en développement. Une bonne façon d'aider d'autres enfants est de parrainer un enfant
La relativité générale ou la théorie de la relativité générale est le géométrique théorie de la gravitation publié par Albert Einstein en 1916. Ce est la description l'état de l'art de la gravité dans moderne physique . Il unifie la relativité restreinte et La loi de Newton de la gravitation universelle, et décrit la gravité comme une propriété de la géométrie de l'espace et temps, ou l'espace-temps. En particulier, la courbure de l'espace-temps est directement liée à la quatre impulsion ( masse-énergie et linéaire dynamique ) de tout ce qui importe et rayonnement sont présents. La relation est définie par la Einstein Les équations de champ, un système de équations aux dérivées partielles .
Les prédictions de la relativité générale diffèrent considérablement de celles de la physique classique, en particulier concernant le passage du temps, la géométrie de l'espace, le mouvement des corps dans chute libre, et la propagation de la lumière . Des exemples de telles différences incluent gravitationnelle dilatation du temps, la redshift gravitationnel de la lumière, et de la gravitationnelle temporisation. Les prédictions de la relativité générale ont été confirmés dans tous les observations et expériences à ce jour. Bien que la relativité générale est pas la seule théorie relativiste de la gravité, il est le plus simple telle théorie qui est compatible avec les données expérimentales. Toutefois, des questions restent sans réponse, étant le plus fondamental comment la relativité générale peut être conciliée avec les lois de la physique quantique pour produire une théorie complète et auto-cohérent de la gravité quantique.
La théorie d'Einstein a des applications astrophysiques importants. Il pointe vers l'existence de trous noirs -régions de l'espace où l'espace et le temps sont déformés de manière à ce que rien, pas même la lumière, ne peut échapper, comme un état final pour les massives étoiles . Il existe des preuves que cette trous noirs stellaires ainsi que plusieurs variétés massives de trou noir sont responsables de l'intense rayonnement émis par certains types d'objets astronomiques tels que noyaux actifs de galaxies ou microquasars. La courbure de la lumière par gravité peut conduire au phénomène de lentille gravitationnelle, où plusieurs images du même objet astronomique éloignée sont visibles dans le ciel. La relativité générale prédit également l'existence de ondes gravitationnelles, qui ont depuis été mesurées indirectement; une mesure directe est le but de projets tels que LIGO. En outre, la relativité générale est à la base des actuelles cosmologiques modèles d'un univers en expansion.
| La relativité générale |
|---|
 |
| Introduction Formulation mathématique Ressources |
Concepts fondamentaux |
Phénomènes Problème de Kepler · Objectifs · Flots Cadre traîner · Effet géodésique Event horizon · Singularité Trou noir |
Équations Approximation des champs faibles Formalisme post-newtonien Équation d'Einstein Équation géodésique Équations de Friedmann Formalisme ADM BSSN formalisme Équation de Hamilton-Jacobi-Einstein |
Théories avancées Kaluza-Klein La gravité quantique |
Solutions Schwarzschild Reissner-Nordström · Gödel Kerr · Kerr-Newman Kasner · Taub-NUT · Milne · Robertson-Walker pp-ondes · la poussière van Stockum |
Les scientifiques Einstein · Lorentz · Hilbert · Poincaré · Schwarzschild · · Sitter Reissner · Nordström · Weyl · Eddington · Friedman · Milne · Zwicky · Lemaître · Gödel · Wheeler · Robertson · Bardeen · Walker · Kerr · Chandrasekhar · Ehlers · Penrose · Hawking · Taylor · Hulse · Stockum · Taub · Nouvel Homme Yau · Thorne autres |
Spacetime Spacetime Minkowski espace-temps diagrammes de Spacetime Spacetime en relativité générale |
Histoire
Peu de temps après la publication de la théorie de la relativité en 1905, Einstein commencé à penser à la façon d'intégrer gravité dans son nouveau cadre relativiste. En 1907, en commençant par un simple pensait expérience impliquant un observateur en chute libre, il se embarqua sur ce qui serait une recherche de huit ans pour une théorie relativiste de la gravitation. Après de nombreux détours et les faux départs, son travail a abouti à la Novembre, 1915 présentation au Prussienne Académie des Sciences de ce qui est maintenant connu sous le nom Équation d'Einstein. Ces équations indiquent comment la géométrie de l'espace et le temps est influencé par tout ce qui importe est présent, et forment le noyau de la théorie générale de la relativité d'Einstein.
Les équations de champ d'Einstein sont non linéaire et très difficile à résoudre. Einstein a utilisé des méthodes d'approximation dans l'élaboration de prévisions initiales de la théorie. Mais dès 1916, l'astrophysicien Karl Schwarzschild trouvé la première solution exacte non négligeable aux équations de champ d'Einstein, le soi-disant Métrique de Schwarzschild. Cette solution a jeté les bases pour la description des étapes finales de l'effondrement gravitationnel, et les objets connus aujourd'hui comme les trous noirs . Dans la même année, les premiers pas vers la généralisation de la solution de Schwarzschild à électriquement chargées objets ont été prises, qui a finalement abouti à la Solution Reissner-Nordström, maintenant associé avec des trous noirs chargés. En 1917, Einstein a appliqué sa théorie à l' univers dans son ensemble, initiant le domaine de relativiste la cosmologie . En ligne avec la pensée contemporaine, il a assumé un univers statique, l'ajout d'un nouveau paramètre à son domaine d'origine équations-le constante cosmologique à reproduire cette «observation». En 1929, cependant, le travail de Hubble et d'autres ont montré que notre univers est en expansion. Ce est facilement décrite par les solutions cosmologiques expansion trouvés par Friedmann en 1922, qui ne nécessitent pas une constante cosmologique. Lemaître a utilisé ces solutions de formuler la première version des big bang modèles, dans laquelle notre univers a évolué à partir d'un état antérieur extrêmement chaud et dense. Einstein a déclaré plus tard la constante cosmologique la plus grande erreur de sa vie.
Pendant cette période, la relativité générale est resté quelque chose d'une curiosité parmi les théories physiques. Ce est nettement supérieure à Gravitation newtonienne, étant compatible avec la relativité restreinte et de la comptabilité pour plusieurs effets inexpliqués par la théorie newtonienne. Einstein lui-même avait montré en 1915 comment sa théorie explique la anormale avance du périhélie de la planète Mercure sans paramètres arbitraires (les «facteurs de fudge»). De même, une expédition menée par 1919 Eddington a confirmé la prédiction de la relativité générale pour la déviation de la lumière des étoiles par le Soleil, ce qui rend instantanément célèbre Einstein. Pourtant, la théorie est entré dans le courant dominant de la la physique théorique et l'astrophysique seulement avec les développements entre environ 1960 et 1975, maintenant connu sous le nom L'âge d'or de la relativité générale. Les physiciens ont commencé à comprendre le concept d'un trou noir , et d'identifier la manifestation astrophysique de ces objets quasars. Des tests du système solaire de plus en plus précises ont confirmé pouvoir prédictif de la théorie, et la cosmologie relativiste, aussi, sont devenus prête à diriger des tests d'observation.
De la mécanique classique à la relativité générale
La relativité générale est mieux comprise en examinant ses similitudes avec les départs à partir de la physique classique. La première étape est la réalisation que la mécanique classique et la loi de la gravitation de Newton admettent une description géométrique. La combinaison de cette description avec les lois de résultats de la relativité restreinte dans une dérivation heuristique de la relativité générale.
Géométrie de la gravitation newtonienne
A la base de la mécanique classique est la notion qu'un La motion de corps peut être décrit comme une combinaison de libre (ou inertiel) mouvement, et les écarts de ce mouvement libre. Ces écarts sont causées par des forces externes agissant sur un corps, selon la deuxième de Newton loi du mouvement , qui stipule que la vigueur agissant sur un corps est égale à (inertie) de ce corps la masse fois son accélération . Les mouvements inertiels préférés sont liés à la géométrie de l'espace et le temps : dans la norme cadres de référence de la mécanique classique, les objets en mouvement libre se déplacent le long des lignes droites à vitesse constante. En langage moderne, leurs chemins sont géodésiques, droite lignes de monde dans l'espace-temps.
Inversement, on pourrait se attendre à ce que les mouvements inertiels, une fois identifiés par l'observation des mouvements réels des organes et de faire des provisions pour les forces externes (comme l'électromagnétisme ou frottement), peut être utilisé pour définir la géométrie de l'espace, ainsi que d'un temps coordonner. Cependant, il ya une ambiguïté, une fois la gravité entre en jeu. Selon La loi de Newton de gravité, et vérifiée de façon indépendante par des expériences telles que celle de Eötvös et ses successeurs (voir Eötvös expérience), il existe un universalité de la chute libre (également connu sous le nom faible principe d'équivalence, ou l'égalité universelle de masse inertielle et gravitationnelle passive): la trajectoire d'un corps d'épreuve en chute libre ne dépend que de sa position et de la vitesse initiale, mais pas sur l'une de ses propriétés de matériau. Une version simplifiée de ce est incarné dans l'expérience de l'ascenseur d'Einstein, illustré dans la figure sur la droite: pour un observateur dans une petite pièce fermée, il est impossible de décider, en cartographiant la trajectoire des corps comme une balle à terre, si la chambre est au repos dans un champ gravitationnel, ou dans l'espace libre bord d'une fusée accéléré.
Compte tenu de l'universalité de la chute libre, il n'y a pas de distinction entre le mouvement observable inertielle et le mouvement sous l'influence de la force gravitationnelle. Cela suggère la définition d'une nouvelle classe de mouvement inertiel, à savoir que des objets en chute libre sous l'influence de la gravité. Cette nouvelle classe de mouvements préférés, aussi, définit une géométrie de l'espace et du temps en termes mathématiques, ce est le mouvement géodésique associé à un particulier liaison qui dépend de la du gradient potentiel gravitationnel. Espace, dans cette construction, a encore l'ordinaire la géométrie euclidienne . Cependant, l'espace-temps dans son ensemble est plus complexe. Comme on peut être montré en utilisant de simples pensé expériences suivantes les trajectoires de chute libre de particules de test différentes, le résultat de transporter des vecteurs de l'espace-temps qui peut dénoter la vitesse d'une particule (vecteurs de genre temps) varie avec la trajectoire de la particule; mathématiquement parlant, la connexion ne est pas newtonien intégrable. De cela, on peut en déduire que l'espace-temps est courbe . Le résultat est une formulation géométrique de gravité de Newton en utilisant uniquement covariantes concepts, ce est à dire une description qui est valable dans tous les système de coordonnées souhaité. Dans cette description géométrique, les effets de la marée accélération relative des corps en chute libre-sont liés à la dérivée de la connexion, en montrant comment la géométrie modifiée est causée par la présence de la masse.
Généralisation relativiste
Aussi fascinante que la gravité newtonienne géométrique peut être, son fondement, la mécanique classique, est simplement un cas limite d' relativistes (spéciales) de la mécanique. Dans le langage de la symétrie : où la gravité peut être négligée, la physique est Lorentz invariant comme dans la relativité restreinte plutôt que Galilei invariant comme dans la mécanique classique. (La symétrie définition de la relativité restreinte est la Groupe de Poincaré qui comprend également les traductions et les rotations.) Les différences entre les deux deviennent significatives lorsque nous traitons avec des vitesses approchant de la vitesse de la lumière , et à des phénomènes de haute énergie.
Avec la symétrie de Lorentz, structures supplémentaires entre en jeu. Ils sont définis par l'ensemble des cônes de lumière (voir l'image sur la gauche). Les légers cônes définissent une structure causale: pour chaque événement A, il ya un ensemble d'événements qui peut, en principe, que ce soit influencer ou être influencé par un par des signaux ou des interactions qui ne ont pas besoin de voyager plus vite que la lumière (comme événement B dans l'image), et un ensemble d'événements pour lesquels une telle influence est impossible (comme événement C dans l'image). Ces ensembles sont observateur indépendant. En conjonction avec les lignes d'univers de particules en chute libre, la lumière-cônes peuvent être utilisés pour reconstruire métrique semi-riemannienne de l'espace-temps, au moins jusqu'à un facteur scalaire positif. En termes mathématiques, cela définit un la structure conformationnelle.
Relativité spécial est défini en l'absence de gravité, de sorte que pour des applications pratiques, ce est un modèle approprié chaque fois que la gravité peut être négligée. Apporter gravité en jeu, et en supposant que l'universalité de la chute libre, un raisonnement analogue que dans la section précédente se applique: il n'y a pas mondiale référentiels inertiels. Au lieu de cela il ya les référentiels inertiels approximatives mobiles particules aux côtés de chute libre. Traduit dans le langage de l'espace-temps: la dernière ligne droite les délais analogue qui définissent un repère inertiel sans gravité sont déformées à des lignes qui sont courbées par rapport à l'autre, ce qui suggère que l'inclusion de gravité nécessite une modification de la géométrie de l'espace-temps.
A priori, il ne est pas clair si les nouveaux cadres locaux en chute libre coïncider avec les cadres de référence dans lequel les lois de la relativité restreinte retenue que la théorie est basée sur la propagation de la lumière, et donc sur l'électromagnétisme , ce qui pourrait avoir un ensemble différent de trames préféré. Mais en utilisant différentes hypothèses sur les cadres spéciaux relativiste (comme leur étant terre fixe, ou en chute libre), on peut déduire des prédictions différentes pour le décalage vers le rouge de gravitation, ce est la manière dont la fréquence des déplacements lumineux que la lumière se propage à travers un champ de gravitation (cf. ci-dessous ). Les mesures réelles montrent que les cadres en chute libre sont ceux dans lesquels la lumière se propage comme il le fait dans la relativité spéciale. La généralisation de cette déclaration, à savoir que les lois de la relativité attente particulière à bonne approximation en chute libre (et non-rotation) des cadres de référence, est connu comme le Einstein principe d'équivalence, un principe directeur essentiel pour généraliser la physique relativiste spéciales pour inclure gravité.
Les mêmes données expérimentale montre que le temps tel que mesuré par des horloges dans un gravitationnelle de terrain bon moment, pour donner le mandat de suivi technique ne pas les règles de la relativité restreinte. Dans le langage de la géométrie de l'espace-temps, il ne est pas mesurée par le Métrique de Minkowski. Comme dans le cas newtonien, ce est évocateur d'une géométrie plus générale. À petite échelle, tous les cadres de référence qui sont en chute libre sont équivalentes, et d'environ Minkowski. Par conséquent, nous traitons maintenant avec une généralisation courbe l'espace de Minkowski. Le tenseur métrique qui définit la géométrie en particulier, comment longueurs et les angles sont mesurés-ne est pas la métrique de Minkowski de la relativité restreinte, ce est une généralisation connu comme un semi ou pseudo-métrique riemannienne. En outre, chaque métrique riemannienne est naturellement associée à un type particulier de connexion, le Connexion de Levi-Civita, et ce est, en fait, la connexion qui satisfait le principe d'équivalence et rend espace localement minkowskien (ce est, en coordonnées appropriées "localement inertiels", la métrique est Minkowski, et ses dérivés et les coefficients de connexion disparaissent) .
Les équations d'Einstein
Ayant formulé relativiste, la version géométrique des effets de la gravité, la question de la source de gravité reste. Dans la gravitation newtonienne, la source est la masse. Dans la relativité restreinte, la masse se avère être une partie d'une quantité plus général appelé tenseur impulsion-énergie, qui comprend à la fois l'énergie et l'élan densités ainsi que le stress (ce est- pression et cisaillement). En utilisant le principe d'équivalence, ce tenseur est facilement généralisable à espace-temps courbe. Dessin en outre sur l'analogie avec la gravité newtonienne géométrique, il est naturel de supposer que le équation de champ de la gravité concerne ce tenseur et de la Tenseur de Ricci, qui décrit une classe particulière d'effets de marée: le changement de volume pour un petit nuage de particules de test qui sont initialement au repos, puis tombent librement. Dans la relativité restreinte, conservation de l'énergie-impulsion correspond à la déclaration que le tenseur impulsion-énergie est de divergence nulle. Cette formule, aussi, est facilement généralisable à l'espace-temps courbé par le remplacement dérivées partielles avec leurs homologues courbes-collecteur, dérivées covariantes. Avec cette condition-la divergence covariante supplémentaire du tenseur impulsion-énergie, et donc de tout ce qui est de l'autre côté de l'équation, est zéro l'ensemble simple d'équations sont ce qu'on appelle (le terrain) des équations d'Einstein:
Sur le côté gauche est une combinaison spécifique de divergence nulle de la Tenseur de Ricci 
et la métrique connu sous le nom Tenseur d'Einstein. En particulier,
est le scalaire de courbure. Le tenseur de Ricci lui-même est liée à la plus générale tenseur de courbure de Riemann que
Sur le côté droit, T ab est le tenseur impulsion-énergie. Tous les tenseurs sont écrits en notation d'index abstrait. Correspondant à la prédiction de la théorie aux résultats d'observation pour la planète orbites (ou, de façon équivalente, assurant que le faible gravité, limite basse vitesse est la mécanique newtonienne), la constante de proportionnalité peuvent être fixés comme κ = 8π G / c 4, avec le G constante gravitationnelle et c la vitesse de la lumière . Lorsqu'il n'y a pas matière présente, de sorte que le tenseur impulsion-énergie disparaît, le résultat est le vide équations d'Einstein,
Il y a alternatives à la relativité générale construite sur les mêmes locaux, qui comprennent les règles et / ou des contraintes supplémentaires, conduisant à différentes équations de champ. Des exemples sont Brans-Dicke théorie, teleparallelism, et Théorie d'Einstein-Cartan.
Définition et applications de base
La dérivation décrit dans la section précédente contient toutes les informations nécessaires pour définir la relativité générale, décrire ses propriétés clés et répondre à une question d'une importance cruciale dans la physique, à savoir comment la théorie peut être utilisé pour la construction de modèles.
Définition et propriétés de base
La relativité générale est une la théorie métrique de la gravitation . En son centre se Les équations d'Einstein, qui décrivent la relation entre la géométrie d'un à quatre dimensions, semi- Riemann collecteur représentant l'espace temps d'une part, et la énergie impulsion contenue dans l'espace-temps que de l'autre. Phénomènes qui en mécanique classique sont attribués à l'action de la force de gravité (comme chute libre, mouvement orbital, et vaisseau spatial trajectoires), correspondent au mouvement inertiel dans un géométrie courbe l'espace-temps en relativité générale; il ne est pas force gravitationnelle dévier les objets de leurs chemins, droites naturelles. Au lieu de cela, la gravité correspond à des changements dans les propriétés de l'espace et le temps, qui à son tour modifie les chemins les plus droites possible que les objets-suivra naturellement. La courbure est, à son tour, provoqué par l'énergie-impulsion de la matière. Paraphrasant le relativiste John Archibald Wheeler, l'espace-temps dit importe comment se déplacer; question raconte comment l'espace-temps courbe.
Alors que la relativité générale remplace le scalaire potentiel gravitationnel de la physique classique par un symétrique rang deux tenseur, ce dernier se réduit à l'ancienne dans certains cas limites. Pour faibles champs gravitationnels et vitesse lente par rapport à la vitesse de la lumière, les prédictions de la théorie convergent sur ceux de La loi de la gravitation de Newton.
Comme il est construit à partir tenseurs, des expositions de la relativité générale covariance générale: ses lois et d'autres lois-formulés dans le cadre relativiste générale-prise sur la même forme dans tous les les systèmes de coordonnées. En outre, la théorie ne contient pas de structures de base géométriques invariantes. Il a ainsi satisfait une plus stricte principe de la relativité générale, à savoir que le les lois de la physique sont les mêmes pour tous les observateurs. Localement, exprimée dans la principe d'équivalence, l'espace-temps est Minkowski, et les lois de la physique exposition invariance de Lorentz locale.
Construction de modèles
Le concept de base de la construction du modèle général-relativiste est celle d'un solution des équations d'Einstein. Étant donné les deux équations d'Einstein et les équations appropriées pour les propriétés de la matière, une telle solution se compose d'un collecteur spécifique semi-riemannienne (généralement définie en donnant la métrique en coordonnées spécifiques), et champs de matière spécifiques définis sur ce collecteur. Matière et la géométrie doivent satisfaire les équations d'Einstein, donc en particulier, énergie-impulsion tenseur de la question doivent être libres divergence. La question doit, bien sûr, satisfaire également wheatever équations supplémentaires ont été imposées sur ses propriétés. En bref, une telle solution est un modèle de l'univers qui satisfait les lois de la relativité générale, et les lois éventuellement supplémentaires régissant toute affaire pourrait être présente.
Les équations d'Einstein sont non linéaires équations aux dérivées partielles et, en tant que tels, difficiles à résoudre exactement. Néanmoins, un certain nombre de solutions exactes sont connues, bien que seulement quelques-uns ont des applications physiques directes. Les solutions exactes les plus connus, et aussi les plus intéressants d'un point de vue physique, sont les Solution de Schwarzschild, le Solution Reissner-Nordström et Métrique de Kerr, correspondant chacun à un certain type de trou noir dans un univers par ailleurs vide, et Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker et univers de Sitter, décrivant chaque un cosmos en expansion. Solutions exactes de grand intérêt théorique comprennent la Gödel univers (qui ouvre la possibilité fascinante de Voyage dans le temps dans des espaces-temps courbes), le Solution Taub-NUT (un univers de modèle qui est homogène, mais anisotrope), et Espace anti-de Sitter (qui a récemment pris de l'importance dans le contexte de ce qu'on appelle la Maldacena conjecture).
Compte tenu de la difficulté de trouver des solutions exactes, les équations de champ d'Einstein sont également résolus souvent par intégration numérique sur un ordinateur, ou en considérant petites perturbations de solutions exactes. Dans le domaine de relativité numérique, ordinateurs puissants sont employés pour simuler la géométrie de l'espace-temps et de résoudre les équations d'Einstein pour les situations intéressantes comme collision de deux trous noirs . En principe, ces méthodes peuvent être appliquées à ne importe quel système, étant donné les ressources informatiques suffisantes, et peuvent répondre à des questions fondamentales telles que singularités nues. Solutions approximatives peuvent également être trouvés par théories de perturbation tels que linéarisé gravité et sa généralisation, le l'expansion post-newtonien, qui tous deux ont été mis au point par Einstein. Ce dernier fournit une approche systématique à la résolution de la géométrie de l'espace-temps qui contient une distribution de la matière qui se déplace lentement par rapport à la vitesse de la lumière. L'expansion implique une série de termes; les premiers termes représentent la gravitation newtonienne, alors que les termes ultérieures représentent toujours plus petites corrections à la théorie de Newton en raison de la relativité générale. Une extension de cette expansion est le post-newtonienne (PPN) paramétrée, ce qui permet des comparaisons quantitatives entre les prédictions de la relativité générale et théories alternatives.
Conséquences de la théorie d'Einstein
La relativité générale a un certain nombre de conséquences physiques. Certains suivent directement à partir des axiomes de la théorie, alors que d'autres sont devenus clairement qu'au cours des 90 années de recherche qui ont suivi la première publication d'Einstein.
Gravitationnelle dilatation du temps et de déplacement de fréquence
En supposant que le principe d'équivalence tient, la gravité influence le passage du temps. Lumière fait descendre dans un puits de gravité est décalées vers le bleu, tandis que la lumière envoyée dans la direction opposée (à savoir, l'escalade de la gravité ainsi) est décalée vers le rouge ; Collectivement, ces deux effets sont connus comme le décalage de fréquence de la gravité. Plus généralement, traite près d'une piste de corps massif plus lentement par rapport aux processus qui se déroulent plus loin; cet effet est connu sous le nom de gravitation dilatation du temps.
Redshift gravitationnel a été mesurée en laboratoire et à partir d'observations astronomiques. Gravitationnelle dilatation du temps dans le champ gravitationnel de la Terre a été mesurée à plusieurs reprises à l'aide horloges atomiques, tandis que la validation en cours est fourni comme un effet secondaire de l'opération de la Système de positionnement global (GPS). Tests dans les champs gravitationnels forts sont fournies par l'observation de pulsars binaires. Tous les résultats sont en accord avec la relativité générale. Cependant, au niveau actuel de précision, ces observations ne peuvent pas distinguer entre la relativité générale et d'autres théories dans lesquelles le principe d'équivalence est valable.
Déviation de la lumière et de retard de temps gravitationnelle
Relativité générale prévoit que la trajectoire de la lumière est courbé dans un champ de gravitation; le passage d'un corps massif lumière est déviée vers ce corps. Cet effet a été confirmé par l'observation de la lumière des étoiles ou éloignées quasars étant déviés car il passe le Soleil .
Ce et les prévisions connexes suivre du fait que la lumière suit ce qu'on appelle une lumière semblable ou null géodésique-une généralisation des lignes droites le long de laquelle la lumière se propage dans la physique classique. Ces géodésiques sont la généralisation de la invariance de LightSpeed dans la relativité restreinte . Comme on examine spacetimes modèles appropriés (soit l'extérieur Solution de Schwarzschild ou, pour plus d'une seule masse, le l'expansion post-newtonienne), plusieurs effets de la gravité sur la propagation de lumière émergent. Bien que la courbure de la lumière peut également être obtenue par l'extension de la universalité de la chute libre de la lumière , l'angle de braquage résultant de ces calculs ne est que la moitié de la valeur donnée par la relativité générale.
Étroitement liée à déviation de la lumière est le retard gravitationnelle de temps (ou l'effet Shapiro), le phénomène que les signaux de lumière prennent plus de temps pour se déplacer dans un champ gravitationnel qu'ils ne le feraient en l'absence de ce champ. Il ya eu de nombreux essais réussis de cette prédiction. Dans le Théorie PPN (PPN), des mesures à la fois de la déviation de la lumière et le temps de retard de gravitation déterminer un paramètre appelé 
Qui code pour l'influence de la gravité sur la géométrie de l'espace.
Les ondes gravitationnelles
Une de plusieurs analogies entre la gravité de champ faible et l'électromagnétisme est que, analogue à ondes électromagnétiques , il ya ondes gravitationnelles: des ondulations dans la métrique de l'espace-temps qui se propagent à la vitesse de la lumière . Le type le plus simple d'une telle onde peut être visualisé par son action sur un anneau de particules flottant librement (image du haut vers la droite). Une onde sinusoïdale se propageant à travers un tel anneau vers le lecteur déforme la bague dans un mode rythmique caractéristique (en bas, à l'image animée à droite). Depuis les équations d'Einstein sont non linéaire, arbitrairement fortes ondes gravitationnelles ne obéissent pas superposition linéaire, ce qui rend difficile leur description. Cependant, pour des champs faibles, une approximation linéaire peut être effectuée. Ces ondes gravitationnelles linéarisées sont suffisamment précis pour décrire les vagues extrêmement faibles qui devraient arriver sur Terre à partir de lointains événements cosmiques, qui se traduisent généralement dans distances relatives croissante et décroissante par 
ou moins. Les méthodes d'analyse de données font couramment usage du fait que ces ondes peuvent être linéarisés Décomposé Fourier.
Certains solutions exactes décrivent ondes gravitationnelles sans aucune approximation, par exemple, un train d'ondes voyager dans l'espace vide ou soi-disant Univers Gowdy, variétés de un cosmos en expansion remplis d'ondes gravitationnelles. Mais pour les ondes gravitationnelles produites dans des situations astrophysique pertinentes, telles que la fusion de deux trous noirs, les méthodes numériques sont actuellement le seul moyen pour construire des modèles appropriés.
Effets orbitaux et la relativité de la direction
La relativité générale diffère de la mécanique classique dans un certain nombre de prédictions concernant corps en orbite. Il prédit une rotation d'ensemble ( précession) des orbites planétaires, ainsi que la pourriture orbitale causé par l'émission d'ondes gravitationnelles et les effets liés à la relativité de la direction.
Précession des absides
Dans la relativité générale, le apsides de toute orbite (le point d'approche le plus proche du corps en orbite pour le système de centre de masse ) sera -précession de l'orbite ne est pas une ellipse , mais semblable à une ellipse qui tourne autour de son foyer, d'où une rose forme de la courbe comme (voir image). Einstein abord dérivé ce résultat en utilisant une métrique approximative représentant la limite newtonienne et traiter le corps comme une orbite particules de test. Pour lui, le fait que sa théorie a donné une explication simple de la anormale passage au périhélie de la planète Mercure , découvert plus tôt par Urbain Le Verrier en 1859, était une preuve importante qu'il avait enfin identifié la forme correcte de la équations de la gravitation sur le terrain.
L'effet peut également être obtenu en utilisant soit l'exacte Métrique de Schwarzschild (décrivant l'espace-temps autour d'une masse sphérique) ou beaucoup plus générale formalisme post-newtonien. Elle est due à l'influence de la gravité sur la géométrie de l'espace et à la contribution de self-énergie à la gravité d'un corps (codé dans le non-linéarité des équations d'Einstein). Précession relativiste a été observée pour toutes les planètes qui permettent pour des mesures précises de précession (Mercure, Vénus et de la Terre ), ainsi que dans systèmes de Pulsar binaire, où il est plus grand par cinq ordres de grandeur.
Décroissance de l'orbite
Selon la relativité générale, une système binaire émettra ondes gravitationnelles, perdant ainsi l'énergie . En raison de cette perte, la distance entre les deux corps en orbite diminue, et il en va de leur période orbitale. Dans le système solaire ou ordinaire étoiles doubles, l'effet est trop faible pour être observable. Pas si d'un proche pulsar binaire, un système de deux orbitant les étoiles à neutrons, dont l'un est un pulsar: du pulsar, observateurs sur Terre reçoivent une série régulière d'impulsions radio qui peuvent servir comme une horloge de haute précision, qui permet des mesures précises de la période orbitale. Depuis les étoiles à neutrons sont très compacts, d'importantes quantités d'énergie sont émis sous la forme de rayonnement gravitationnel.
La première observation d'une diminution de la période orbitale due à l'émission des ondes gravitationnelles a été faite par Hulse et Taylor, en utilisant le pulsar binaire PSR1913 + 16 qu'ils avaient découvert en 1974. Ce était la première détection des ondes gravitationnelles, quoique indirecte, pour lesquels ils ont reçu le 1993 Prix Nobel de physique. Depuis lors, plusieurs autres pulsars binaires ont été trouvées, en particulier le pulsar double PSR J0737-3039, dans lequel les deux étoiles sont pulsars.
Précession géodésique et le cadre de traîner
Plusieurs effets relativistes sont directement liés à la relativité de la direction. Un est précession géodésique: la direction de l'axe d'un gyroscope en chute libre dans l'espace-temps courbe va changer par rapport, par exemple, avec la direction de la lumière reçue de lointaines étoiles, même si un tel gyroscope représente la façon de garder une direction aussi stable que possible (" transport parallèle ") Pour la. Lune - Terre -système, cet effet a été mesurée à l'aide de laser lunaire allant. Plus récemment, il a été mesuré pour les masses d'épreuve à bord du satellite Gravity Probe B avec une précision meilleure que 1 pour cent.
Près d'une masse en rotation, il ya ce qu'on appelle gravitomagnetic ou frame-glisser des effets. Un observateur distant déterminera que les objets à proximité de la masse GET "traîné autour". Ce est la plus extrême pour trous noirs en rotation où, pour tout objet entrant dans une zone connue comme la ergosphère, la rotation est inévitable. De tels effets peuvent être testés de nouveau par leur influence sur l'orientation des gyromètres en chute libre. Essais peu controversées ont été effectuées en utilisant le LAGEOS satellites, confirmant la prédiction relativiste. Une mesure de précision est le but principal de la Mission Gravity Probe B, avec les résultats attendus en Septembre 2008.
Applications astrophysiques
Lentille gravitationnelle
La déviation de la lumière par gravité est responsable d'une nouvelle classe de phénomènes astronomiques. Si un objet massif est situé entre l'astronome et un objet cible distante avec masse et relatives des distances appropriées, l'astronome verra plusieurs images déformées de la cible. De tels effets sont connus comme lentille gravitationnelle. Selon la configuration, l'échelle, la distribution et de masse, il peut y avoir deux ou plusieurs images, un anneau brillant connu comme un Anneau d'Einstein, ou anneaux partiels appelés arcs. Le premier exemple a été découvert en 1979; Depuis, plus d'une centaine de lentilles gravitationnelles ont été observés. Même si les multiples images sont trop proches les uns des autres pour être résolus, l'effet peut encore être mesurée, par exemple, comme un éclaircissement global de l'objet cible; un certain nombre de ces « événements de microlentille "a été observé.
Lentille gravitationnelle a développé un outil d' astronomie observationnelle. Il est utilisé pour détecter la présence et la distribution de la matière noire , fournir un "télescope naturel» pour l'observation de galaxies lointaines, et pour obtenir une estimation indépendante de la constante de Hubble . Évaluations statistiques des données de lentille fournissent de précieuses informations sur l'évolution structurelle de galaxies .
L'astronomie des ondes gravitationnelles
Observations des pulsars binaires fournissent des preuves solides indirecte de l'existence des ondes gravitationnelles (voir Décroissance de l'orbite , ci-dessus). Cependant, les ondes gravitationnelles qui nous parviennent des profondeurs du cosmos ont pas été détectée directement, ce qui est un objectif majeur de la recherche sur la relativité de courant. Plusieurs terrestres détecteurs d'ondes gravitationnelles sont actuellement en exploitation, notamment les détecteurs interférométriques GEO 600, LIGO (trois détecteurs), TAMA 300 et VIRGO. Un détecteur spatial américano-européen commun, LISA, est actuellement en cours de développement, avec une mission de précurseur ( LISA Pathfinder) lancement est prévu pour la fin de 2009.
Observations d'ondes gravitationnelles promettent de compléter les observations dans le spectre électromagnétique.Ils sont censés fournir des informations sur les trous noirs et autres objets denses tels que les étoiles à neutrons et les naines blanches, sur certains types desupernovaeimplosions, et sur les processus dans l'univers très tôt, y compris la signature de certains types de hypothétiquecorde cosmique.
Les trous noirs et autres objets compacts
Chaque fois qu'un objet devient suffisamment compact, la relativité générale prédit la formation d'un trou noir , une région de l'espace à partir duquel rien, pas même la lumière, ne peut échapper. Dans les modèles actuellement reconnus de l'évolution stellaire, les étoiles à neutrons avec environ 1,4 masse solaire et dits trous noirs stellaires avec quelques-uns à quelques dizaines de masses solaires sont pensés pour être l'état final de l'évolution des étoiles massives. trous noirs supermassifs avec quelques millions à quelques milliards de masses solaires sont considérés comme la règle plutôt que l'exception dans les centres des galaxies, et leur présence est pensé pour avoir joué un rôle important dans la formation des galaxies et des grandes structures cosmiques.
Astronomiquement, la propriété la plus importante d'objets compacts est qu'ils fournissent un mécanisme superbement efficace pour convertir l'énergie gravitationnelle en rayonnement électromagnétique. désactualisation, la chute de poussière ou de corps gazeux sur stellaires ou des trous noirs supermassifs, est pensé pour être responsable de certains spectaculairement lumineuse objets astronomiques, notamment divers types de noyaux actifs de galaxies sur des échelles galactiques et objets stellaires de taille tels que microquasars. En particulier, l'accrétion peuvent conduire à des jets relativistes, axé faisceaux de particules hautement énergétiques qui sont jetés dans l'espace à près de vitesse de la lumière . La relativité générale joue un rôle central dans la modélisation de tous ces phénomènes, et les observations fournissent des preuves solides de l'existence des trous noirs avec les propriétés prédites par la théorie.
Les trous noirs sont également prisés des cibles dans la recherche d'ondes gravitationnelles (cf. ondes gravitationnelles , ci-dessus). Fusion binaires de trous noirs devraient conduire à certains des plus forts signaux d'ondes gravitationnelles atteignant détecteurs ici sur Terre, et la phase immédiatement avant la fusion («bip») pourraient être utilisés comme une " bougie standard "pour en déduire la distance à la Événements- de fusion et donc servir de sonde de l'expansion cosmique à de grandes distances. Les ondes gravitationnelles produites comme un stellaires plonge trou noir supermassif en un devraient fournir des informations directes sur la géométrie de Supermassive Black Hole.
Cosmologie
Les modèles actuels de la cosmologie sont basés sur les équations d'Einstein y comprisΛ constante cosmologique, ce qui a une influence importante sur la dynamique à grande échelle du cosmos,
où g ab est l' espace-temps métrique. isotrope et des solutions homogènes de ces équations améliorées, les solutions Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker, permettra aux physiciens pour modéliser un univers qui a évolué au cours des 14 derniers milliards d'années à partir d'un, début chaud Big Bang phase. Une fois un petit nombre de paramètres (par exemple moyenne de l'univers question densité ) ont été fixés par l'observation astronomique, de nouvelles données d'observation peuvent être utilisés pour mettre les modèles à l'épreuve. Prédictions, tous les succès, notamment l'abondance initiale des éléments chimiques formés dans une période de nucléosynthèse primordiale, la structure à grande échelle de l'univers, et l'existence et les propriétés d'un " écho thermique »depuis le début des cosmos, la rayonnement de fond cosmologique.
Les observations astronomiques du taux d'expansion cosmologique permettent la quantité totale de matière dans l'univers à estimer, bien que la nature de cette question reste en partie mystérieuse. Environ 90 pour cent de toute la matière semble être dite matière noire , qui a une masse (ou, de façon équivalente, influence gravitationnelle), mais n'a pas d'interaction électromagnétique et, par conséquent, ne peut pas être observé directement. Il est généralement accepté description de ce nouveau type de matière, dans le cadre de connue physique des particules ou autrement. Les données d'observation à partir d'enquêtes de redshift de lointain supernovae et les mesures du rayonnement de fond cosmique montrent également que l'évolution de notre univers est fortement influencée par une constante cosmologique entraînant une accélération de l'expansion cosmique ou, de façon équivalente, par une forme d'énergie avec une inhabituelle équation de l'Etat, connu comme l'énergie sombre, dont la nature reste obscure.
Un soi-disant la phase inflationniste , une phase supplémentaire de l'expansion fortement accélérée à des moments cosmiques de l'ordre de 
secondes, a émis l'hypothèse en 1980 pour tenir compte de plusieurs observations énigmatiques qui ont été inexpliquée par les modèles cosmologiques classiques, tels que l'homogénéité presque parfaite du rayonnement de fond cosmique . Des mesures récentes du rayonnement de fond cosmique ont abouti à la première preuve de ce scénario. Cependant, il existe une multitude de possibles scénarios inflationnistes, qui ne peut être pas restreint par les observations actuelles. Une question encore plus grande est la physique de l'univers plus tôt, avant la phase inflationniste et à proximité de l'endroit où les modèles classiques prédisent le big bang singularité. Une réponse autorité nécessiterait une théorie complète de la gravité quantique, qui n'a pas encore été développé (cf. la section sur la gravité quantique , ci-dessous).
Concepts avancés
La structure causale et géométrie globale
Dans la relativité générale, pas de corps matériel peut rattraper ou dépasser une impulsion lumineuse. Aucune influence d'un événement A peut atteindre tout autre endroit X avant la lumière envoyée à A à X. En conséquence, une exploration de toutes les lignes d'univers de lumière ( des géodésiques nulles) donne des informations clés sur la structure causale de l'espace-temps. Cette structure peut être affiché à l'aide de diagrammes de Penrose-Carter dans lequel infiniment grandes régions d'intervalles de temps et d'espace infini sont réduites (" compacifié ") de façon à tenir sur une carte finie, tandis que la lumière voyage toujours le long des diagonales comme dans la norme des diagrammes d'espace-temps.
Conscient de l'importance de la structure causale, Roger Penrose et d'autres ont développé ce qu'on appelle géométrie globale. En géométrie globale, l'objet d'étude est pas un particulier solution (ou famille de solutions) pour les équations d'Einstein. Plutôt, les relations qui détiennent vrai pour tous les géodésiques, comme le Raychaudhuri équation, et les hypothèses non spécifiques supplémentaires sur la nature de la matière (généralement sous la forme de soi-disant conditions d'énergie) sont utilisés pour obtenir des résultats généraux.
Horizons
En utilisant la géométrie globale, certains espaces-temps peuvent être affichés pour contenir limites appelées horizons, qui délimitent une région du reste de l'espace-temps. Les exemples les plus connus sont les trous noirs : si la masse est comprimée dans une région suffisamment compact de l'espace (comme spécifié dans la conjecture de cerceau , l'échelle de longueur pertinent est le rayon de Schwarzschild), pas de lumière à l'intérieur ne peut échapper à l'extérieur. Depuis aucun objet ne peut dépasser une impulsion de lumière, toute la matière intérieure est emprisonné ainsi. Passage de l'extérieur vers l'intérieur est encore possible, ce qui montre que la frontière, du trou noir de l'horizon , est pas une barrière physique.
Les premières études de trous noirs comptaient sur des solutions explicites de l'équation d'Einstein, notamment le sphérique symétrique solution de Schwarzschild (utilisé pour décrire un trou noir statique) et la révolution solution de Kerr (utilisé pour décrire une rotation, trou noir stationnaire, et l'introduction de fonctionnalités intéressantes telles comme le ergosphère). En utilisant la géométrie globale, plus tard, des études ont révélé des propriétés plus générales des trous noirs. À long terme, ils sont plutôt des objets simples caractérisées par onze paramètres spécifiant l'énergie , la quantité de mouvement , moment angulaire , localisation à un moment précis et la charge électrique . Ceci est indiqué par les trous noirs théorèmes d'unicité: "trous noirs ont pas de cheveux", qui est, aucun des signes distinctifs comme les coiffures de l'homme. Indépendamment de la complexité d'un objet gravitant effondrement pour former un trou noir, l'objet que les résultats (après avoir émis des ondes gravitationnelles) est très simple.
Encore plus remarquable, il ya un ensemble général de lois connues comme mécanique de trou noir, qui est analogue aux lois de la thermodynamique. Par exemple, par la deuxième loi de la mécanique de trou noir, la zone de l'horizon d'événement d'un trou noir générale ne sera jamais diminuer avec le temps, analogue à l' entropie d'un système thermodynamique. Cela limite l'énergie qui peut être extraite par des moyens classiques d'un trou noir en rotation (par exemple par le processus Penrose). Il ya des preuves solides que les lois de la mécanique de trou noir sont, en fait, un sous-ensemble des lois de la thermodynamique, et que la zone de trou noir est proportionnelle à son entropie. Cela conduit à une modification des lois originales de mécanique de trou noir: par exemple, que la deuxième loi de mécanique de trou noir devient une partie de la seconde loi de la thermodynamique, il est possible pour la zone du trou noir pour diminuer-tant que les autres processus assurent que, globalement, l'entropie augmente. Comme thermodynamique objets avec la température non nulle, les trous noirs devraient émettre un rayonnement thermique. Calculs semi-classiques indiquent qu'effectivement ils le font, avec la gravité de surface jouant le rôle de la température dans la loi de Planck. Ce rayonnement est connu comme le rayonnement de Hawking (cf. la section de la théorie quantique , ci-dessous).
Il existe d'autres types d'horizons. Dans un univers en expansion, un observateur peut constater que certaines régions du passé ne peuvent être observés (" horizon de particules "), et dans certaines régions de l'avenir ne peuvent pas être influencés (horizon des événements). Même en l'espace de Minkowski plat, lorsque décrite par un observateur accéléré ( Rindler espace), il y aura des horizons associés à un rayonnement semi-classique connu sous le nom radiation Unruh.
Singularités
Une autre caractéristique inquiétante-général et tout à fait de la relativité générale est l'apparition des limites de l'espace-temps connus comme des singularités. Spacetime peut être exploré par le suivi de type temps et de type lumière géodésiques-tous les moyens possibles que la lumière et les particules en chute libre peuvent voyager. Mais certaines solutions des équations d'Einstein ont des «bords déchiquetés"-régions connues comme singularités espace-temps, où les chemins de lumière et de particules tombant viennent à une fin abrupte, et la géométrie devient mal définis. Dans les cas les plus intéressants, ce sont des «singularités courbure", lorsque les quantités géométriques caractérisant l'espace-temps courbe, comme le scalaire de Ricci, prennent des valeurs infinies. Exemples d'espaces-temps bien connu avec les futurs singularités-où d'univers de fin sont la solution de Schwarzschild, qui décrit une singularité à l'intérieur d'un trou noir statique éternelle, ou la solution de Kerr avec sa singularité en forme d'anneau à l'intérieur d'un trou noir en rotation éternelle. Le Friedmann-Lemaître solutions-Walker -Robertson, et d'autres espaces-temps décrivant univers, avoir des singularités dernières lignes d'univers sur lequel commencer, à savoir Big Bang singularités, et certains ont des singularités futures ( big crunch) ainsi.
. Étant donné que ces exemples sont tous très symétrique et donc simplifié-il est tentant de conclure que l'apparition de singularités est un artefact de l'idéalisation Le célèbre théorèmes de singularité, se sont révélés en utilisant les méthodes de la géométrie globale, disent le contraire: singularités sont une caractéristique générique du général la relativité, et inévitable une fois l'effondrement d'un objet avec des propriétés de la matière réalistes a procédé au delà d'un certain stade et aussi au début d'une large classe d'élargir univers. Cependant, les théorèmes en disent peu sur les propriétés des singularités, et une grande partie de la recherche actuelle est consacrée à la caractérisation de la structure générique ces entités (l'hypothèse par exemple, par la soi-disant conjecture BKL). Le cosmique hypothèse de censure stipule que toutes les singularités futurs réalistes (pas parfaite symétries, de la matière avec des propriétés réalistes) en toute sécurité sont cachés derrière un horizon, et donc invisible à tous les observateurs lointains. Bien qu'aucune preuve formelle existe encore, des simulations numériques offrent preuves à l'appui de sa validité.
équations d'évolution
Chaque solution de l'équation d'Einstein englobe toute l'histoire d'un univers-il pas seulement certains aperçu de la façon dont les choses sont, mais dans son ensemble, peut-importe-rempli, l'espace-temps. Il décrit l'état de la matière et la géométrie partout et à chaque instant dans cet univers particulier. A ce titre, la théorie d'Einstein semble être différente de la plupart des autres théories physiques, qui spécifient équations d'évolution pour les systèmes physiques: si le système est dans un état donné à un moment donné, les lois de la physique permettent extrapolation dans le passé ou le futur. D'autres différences entre la gravité d'Einstein et d'autres champs sont que le premier est auto-interactive (qui est, non linéaire, même en l'absence d'autres domaines), et qu'il n'a pas de structure-le de fond fixe scène elle-même évolue comme le drame cosmique est épuisé.
Pour comprendre les équations d'Einstein que les équations aux dérivées partielles , il est utile de les formuler d'une manière qui décrit l'évolution de l'univers au fil du temps. Ceci est fait dans ce qu'on appelle "3 + 1" formulations, où l'espace-temps est divisé en trois dimensions spatiales et une dimension temporelle. L'exemple le plus connu est le formalisme ADM. Ces décompositions montrent que les équations d'évolution spatio-temporelles de la relativité générale sont bien comportés: solutions toujours existent, et sont définis de manière unique, une fois les conditions initiales appropriées ont été spécifiés. Ces formulations des équations d'Einstein sont la base de la relativité numérique.
Quantités mondial et quasi-locales
La notion d'équations d'évolution est intimement liée à un autre aspect de la physique relativiste générale. Dans la théorie d'Einstein, il se révèle impossible de trouver une définition générale pour une propriété apparemment simple comme total d'un système de masse (ou l'énergie ). La raison principale est que le champ-comme tout le terrain doit être attribuée physique une certaine énergie, mais qu'il se révèle être fondamentalement impossible de localiser cette énergie gravitationnelle.
Néanmoins, il ya des possibilités pour définir la masse totale d'un système, en utilisant soit un «observateur infiniment éloigné" hypothétique ( de masse ADM) ou symétries appropriés ( de masse Komar). Si l'on exclut de la masse totale du système de l'énergie emportés à l'infini par les ondes gravitationnelles, le résultat est le soi-disant masse Bondi à nulle infini. Tout comme dans la physique classique, il peut être démontré que ces masses sont positifs. Correspondant définitions globales existent pour l'élan et de moment angulaire . On a également un certain nombre de tentatives de définition locale quasi quantités telles que la masse d'un système isolé formulé en utilisant seulement des quantités définies dans une région finie de l'espace contenant ce système. L'espoir est d'obtenir une quantité utile pour des déclarations générales sur les systèmes isolés, comme une formulation plus précise de la conjecture de cerceau.
Relation avec la théorie quantique
Si la relativité générale est considéré comme l'un des deux piliers de la physique moderne, la théorie quantique , la base de notre compréhension de la matière à partir de particules élémentaires à la physique de l'état solide, est l'autre. Cependant, il est encore une question ouverte de la façon dont les concepts de la théorie quantique peuvent être conciliés avec ceux de la relativité générale.
La théorie quantique des champs en espace courbe
Ordinaires théories quantiques des champs , qui forment la base de moderne physique des particules élémentaires , sont définis dans l'appartement l'espace de Minkowski, qui est une excellente approximation quand il vient à décrire le comportement des particules microscopiques dans de faibles champs gravitationnels comme ceux qu'on trouve sur Terre. Afin de décrire des situations dans lesquelles la gravité est assez forte à l'influence (quantique) question, mais pas assez forts pour exiger quantification elle-même, les physiciens ont formulé des théories quantiques des champs en espace-temps courbe. Ces théories reposent sur la relativité générale classique pour décrire un fond courbe l'espace-temps, et de définir une théorie généralisée de champ quantique pour décrire le comportement de la matière quantique dans ce espace-temps. L'utilisation de ce formalisme, il peut être démontré que les trous noirs émettent un spectre de corps noir de particules appelées rayonnement de Hawking , menant à la possibilité qu'ils évaporent au fil du temps. Comme brièvement mentionné ci-dessus , ce rayonnement joue un rôle important pour la thermodynamique des trous noirs.
La gravité quantique
La demande de la cohérence entre une description quantique de la matière et une description géométrique de l'espace-temps, ainsi que l'apparition de singularités (où les échelles de longueur de courbure deviennent microscopique), indiquent la nécessité d'une théorie complète de la gravité quantique: pour une description adéquate de la intérieur des trous noirs, et de l'univers très précoce, une théorie qui est requis dans la gravité et la géométrie de l'espace-temps associés sont décrits dans la langue de physique quantique. Malgré d'importants efforts, aucune théorie complète et cohérente de la gravitation quantique est actuellement connue, même si un certain nombre de candidats prometteurs existe.
Les tentatives visant à généraliser les théories quantiques des champs ordinaires, utilisés dans la physique des particules élémentaires pour décrire les interactions fondamentales, de manière à inclure la gravité ont conduit à de graves problèmes. À basse énergie, cette approche se révèle efficace, en ce qu'elle aboutit à un niveau acceptable (quantique) la théorie du champ de gravité effectif. À de très hautes énergies, cependant, le résultat sont des modèles dépourvus de tout pouvoir prédictif (" non-renormalisabilité ").
Une tentative pour surmonter ces limitations est la théorie des cordes , une théorie quantique pas de particules ponctuelles, mais de minutes objets étendus unidimensionnels. La théorie promet d'être une description unifiée de toutes les particules et les interactions, y compris la gravité; le prix à payer sont des caractéristiques inhabituelles comme six dimensions supplémentaires de l'espace en plus des trois habituels. Dans ce qu'on appelle la deuxième révolution des supercordes, il a été conjecturé que la théorie des cordes et une unification de la relativité générale et la supersymétrie connu comme forme supergravité partie d'un modèle de onze dimensions hypothèse connue comme la théorie-M , ce qui constituerait un sens unique et cohérente théorie de la gravité quantique.
Une autre approche commence par les procédures de quantification canoniques de la théorie quantique. Utilisation de la valeur initiale formulation de la relativité générale (cf. la section sur les équations d'évolution, ci-dessus ), le résultat est le équation de Wheeler-deWitt (un analogue de l' équation de Schrödinger) qui, malheureusement, se révèle être mal définie. Cependant, avec l'introduction de ce qui est maintenant connu sous le nom des variables Ashtekar, ce qui conduit à un modèle prometteur connu comme gravitation quantique à boucles. L'espace est représenté par une structure en forme de bande appelé un réseau de spin, évoluant au fil du temps dans les étapes discrètes.
Selon les caractéristiques de la relativité générale et la théorie quantique sont acceptées inchangée, et à quel niveau les changements sont introduits, il ya de nombreuses autres tentatives pour arriver à une théorie viable de la gravité quantique, certains exemples étant triangulations dynamiques, séries causales,modèles de twisteurs ou lesmodèles basés route intégrante dela cosmologie quantique.
Toutes les théories de candidats ont encore des problèmes majeurs formelles et conceptuelles à surmonter. Ils sont également confrontés au problème commun qui, pour l'instant, il n'y a aucun moyen de mettre les prédictions de la gravité quantique à des essais expérimentaux (et donc de trancher entre les candidats où leurs prédictions varient), mais il ya de l'espoir que cela change les données en tant que futurs de cosmologique observations et des expériences de physique des particules devient disponible.
Statut actuel
La relativité générale est apparue comme un modèle très réussi de la gravitation et de cosmologie, qui a jusqu'ici réussi tous les tests d'observation et d'expérimentation sans ambiguïté. Même si, il ya de fortes indications de la théorie est incomplète. Le problème de la gravité quantique et la question de la réalité de l'espace-temps singularités restent ouverts. Les données d'observation qui est considéré comme une preuve de l'énergie noire et matière noire pourrait indiquer la nécessité d'une nouvelle physique, et alors que la soi-disant Pioneer anomalie pourrait encore admettre une explication conventionnelle, elle aussi, pourrait être un signe avant-coureur d'une nouvelle physique. Même pris tel quel, la relativité générale est riche de possibilités pour une exploration plus poussée. Relativistes mathématiques cherchent à comprendre la nature des singularités et les propriétés fondamentales des équations d'Einstein, et des simulations informatiques de plus en plus puissants (tels que ceux décrivant la fusion des trous noirs) sont exécutés. La course pour la première détection directe des ondes gravitationnelles se poursuit, dans l'espoir de créer des occasions de tester la validité de la théorie des champs gravitationnels beaucoup plus fortes que ce qui a été possible à ce jour. Plus de quatre vingt dix ans après sa publication, la relativité générale reste un domaine très actif de la recherche.
