Эйнштейннің жалпы салыстырмалылық теориясы

Кіріспе

Жалпы салыстырмалылық теориясы – 1907 және 1915 жылдар аралығында Альберт Эйнштейн әзірлеген, ал 1915 жылдан кейін көптеген ғалымдардың үлесі болған гравитация теориясы. Жалпы салыстырмалылық теориясына сәйкес, массалардың арасындағы байқалатын гравитациялық тартылыс – бұл массалардың кеңістік пен уақытты қисайтуының нәтижесі. Жалпы салыстырмалылық теориясының пайда болуына дейін Ньютонның әмбебап тартылыс заңы екі жүз жылдан астам уақыт бойы массалар арасындағы гравитациялық күштің дұрыс сипаттамасы ретінде қабылданды, тіпті Ньютон өзі бұл теорияны гравитация табиғаты туралы соңғы сөз деп санамаса да. Ньютонның тұжырымдағаннан кейін бір ғасыр ішінде мұқият астрономиялық байқаулар теория мен байқаулар арасындағы түсіндіруге келмейтін айырмашылықтарды көрсетті. Ньютонның моделі бойынша, гравитация – ауыр денелер арасындағы тартылыс күшінің нәтижесі. Ньютонның өзі де бұл күштің табиғаты белгісіз болғанына алаңдаса да, негізгі қағидалар қозғалысты сипаттауда өте табысты болды. Дегенмен, эксперименттер мен байқаулар Эйнштейннің сипаттамасы Ньютон заңымен түсіндірілмейтін бірнеше құбылыстарды қамтитынын көрсетті, мысалы, Меркурий және басқа планеталардың орбиталарындағы шағын аномалиялар. Жалпы салыстырмалылық теориясы сонымен қатар гравитациялық толқындар, гравитациялық линзалар және гравитациялық уақыттың өзгеруі сияқты гравитацияның жаңа әсерлерін болжайды. Бұл болжамдардың көпшілігі тәжірибелер мен байқаулар арқылы расталды, ал қалғандары зерттеулердің тақырыбы болып табылады. Жалпы салыстырмалылық теориясы қазіргі заманғы астрофизиканың маңызды құралына айналды. Ол қара тесіктер туралы қазіргі түсініктің негізін құрайды – бұл ғарыш аймақтары, онда гравитациялық тартылыс соншалықты күшті, тіпті жарық та қашып кете алмайды. Олардың күшті гравитациясы белгілі бір типтегі астрономиялық нысандардың (мысалы, белсенді галактикалық ядролар немесе микроквазарлар) шығаратын қарқынды сәулеленуге жауапты деп есептеледі. Жалпы салыстырмалылық теориясы сонымен қатар космологияның Стандартты Ұлы Жарылыс моделінің құрамына кіреді.

none

General relativity is a theory of gravitation that was developed by Albert Einstein between 1907 and 1915, with contributions by many others after 1915. According to general relativity, the observed gravitational attraction between masses results from the warping of space and time by those masses. Before the advent of general relativity, Newton's law of universal gravitation had been accepted for more than two hundred years as a valid description of the gravitational force between masses, even though Newton himself did not regard the theory as the final word on the nature of gravity. Within a century of Newton's formulation, careful astronomical observation revealed unexplainable differences between the theory and the observations. Under Newton's model, gravity was the result of an attractive force between massive objects. Although even Newton was bothered by the unknown nature of that force, the basic framework was extremely successful at describing motion. However, experiments and observations show that Einstein's description accounts for several effects that are unexplained by Newton's law, such as minute anomalies in the orbits of Mercury and other planets. General relativity also predicts novel effects of gravity, such as gravitational waves, gravitational lensing and an effect of gravity on time known as gravitational time dilation. Many of these predictions have been confirmed by experiment or observation, while others are the subject of ongoing research. General relativity has developed into an essential tool in modern astrophysics. It provides the foundation for the current understanding of black holes, regions of space where gravitational attraction is so strong that not even light can escape. Their strong gravity is thought to be responsible for the intense radiation emitted by certain types of astronomical objects (such as active galactic nuclei or microquasars). General relativity is also part of the framework of the standard Big Bang model of cosmology.

Алғашқы зерттеулер

Ең алғашқы салыстырмалылық теориясын 1905 жылы Генри Пуанкаре ұсынды. Ол төрт өлшемді кеңістік-уақыт туралы Лоренц инварианты теориясын жариялады, онда гравитациялық толқындар арқылы ауырлық күші беріледі, олар жарық жылдамдығымен қозғалады. Эйнштейн кейін айтқандай, жалпы салыстырмалылық теориясын дамыту себебі – арнайы салыстырмалылық теориясындағы инерциялық қозғалысқа басымдық беру болды, ал бастапқыда ешқандай қозғалыс күйіне басымдық бермейтін теория оған көбірек ұнады. 1907 жылы патент бюросында жұмыс істеп жүргенде Эйнштейн өзінің «ең бақытты ойы» деп атаған ойға келді. Ол салыстырмалылық принципі гравитациялық өрістерге де қолданылатынын түсінді. Осының нәтижесінде 1907 жылы ол 1908 жылы жарияланған арнайы салыстырмалылық теориясы бойынша үдеу туралы мақала жазды. Бұл мақалада ол еркін құлаудың инерциялық қозғалыс екенін және еркін құлаған бақылаушы үшін арнайы салыстырмалылық теориясының ережелері қолданылуы керек екенін айтты. Бұл аргумент теңдестік принципі деп аталады. Сол мақалада Эйнштейн гравитациялық уақыттың өзгеруін де болжады. 1911 жылы Эйнштейн 1907 жылғы мақаланы кеңейте отырып, тағы бір мақала жариялады. Онда ол гравитациялық өрісте емес, біркелкі үдеп қозғалған қораптың жағдайын қарастырды және оның өзгермейтін гравитациялық өрісте тұрған қораптан ажыратылмайтынын атап өтті. Ол арнайы салыстырмалылық теориясын қолданып, жоғары қарай үдейтін қораптың жоғарғы жағындағы сағаттар төменгі жағындағы сағаттардан жылдам жүретінін көрсетті. Ол уақыттың өту жылдамдығы гравитациялық өрістегі орнына байланысты және жылдамдықтардың айырмашылығы гравитациялық потенциалға пропорционалды деген қорытындыға келді. Мақалада сондай-ақ жарықтың ірі денелер, мысалы, Юпитер, Күн арқылы бұрылуын болжады. Бұл шамалау қарапайым болғанымен, оған бұрылудың нөлден өзгеше екенін есептеуге мүмкіндік берді. Эйнштейн астрономдарды Күн тұтылу кезінде Күнге жақын орналасқан жұлдыздардың жарық бұрылуын тікелей бақылауға тырысуға шақырды. 1911 жылдың қазан айында Фрёндлих Берлиндегі астроном Чарльз Д. Перринге Эйнштейннің жарық бұрылуы туралы болжамын дәлелдеу үшін күн тұтылу суреттерін зерттеудің мүмкіндігін сұрады. Аргентинаның Кордобадағы ұлттық обсерваториясының директоры Перрин Лик обсерваториясында 1900, 1901, 1905 және 1908 жылдары төрт күн тұтылу экспедициясына қатысқан. Лик обсерваториясының директоры В. В. Кэмпбеллтің пікірінше, ол күн тұтылу саласындағы теңдесі жоқ бақылаушы болды. Ол қолда бар суреттер Эйнштейннің пікірін дәлелдеуге пайдалы болатынына сенбеді. 1912 жылы Фрёндлих Перриннен 1912 жылдың 10 қазанында Бразилияда болған күн тұтылуына арналған бағдарламасының бір бөлігі ретінде жарық бұрылуын бақылауды қоса ма деп сұрады. Лик обсерваториясының директоры В. В. Кэмпбелл Перринге камера линзаларын берді. Перрин мен Кордоба тобы жарық бұрылуын бақылауға арналған арнайы жабдықты құрастырған жалғыз экспедиция болды. Өкінішке қарай, барлық экспедицияларда қатты жаңбыр жауды, бұл байқауларға кедергі келтірді. Дегенмен, Перрин Эйнштейннің болжамын тексеру үшін жарық бұрылуын байқауға тырысқан алғашқы астроном болды. Екі жылдан кейін үш обсерваторияның директорлары Перрин, Фрёндлих және Кэмпбелл жарық бұрылуын Ресей империясына 1914 жылдың 21 тамызында болған күн тұтылуына арналған экспедицияларына енгізді. Өкінішке қарай, бұлттар мен Бірінші дүниежүзілік соғыстың басталуына байланысты ешқандай нәтижеге қол жеткізу мүмкін болмады. Алайда Перрин Эйнштейннің жарық бұрылуы туралы болжамын растау үшін алғашқы суреттерді түсіре алды. Жарқыраған бұлттар жұлдыздардың нақты орналасуын анықтауға кедергі келтірді. Керісінше, 1912 және 1914 жылдардағы нашар ауа райы мен нәтижелердің болмауы Эйнштейнге пайдалы болды. Егер нақты суреттер мен өлшенетін нәтижелер болғанда, Эйнштейннің 1911 жылғы болжамы қате болып шығуы мүмкін еді. 1911 жылы есептелген бұрылу мөлшері тым аз болды (0,83 секундтық доға) екі есеге, өйткені ол қолданған шамалау жарық жылдамдығына жақын жылдамдықпен қозғалатын денелер үшін жақсы жұмыс істемейді. Эйнштейн 1915 жылы жалпы салыстырмалылық теориясын толық аяқтағанда, бұл қателікті түзетіп, Күннің салдарынан болатын жарық бұрылысының дұрыс мөлшерін болжады (1,75 секундтық доға). 1919 жылы Эддингтон мен Дайсон, 1922 жылы У. В. Кэмпбелл өз нәтижелерін Эйнштейннің түзетілген болжамымен салыстыра алды. Эйнштейннің тағы бір ерекше ой эксперименті – айналатын дискі (Эренфест парадоксының нұсқасы). Ол айналатын дискте эксперимент жүргізіп жатқан бақылаушыны көзге елестетеді. Ол мұндай бақылаушы Эвклид геометриясының болжағаннан өзгеше математикалық тұрақты π мәнін табатынын атап өтті. Себебі шеңбердің радиусы өзгермеген сызғышпен өлшенер еді, бірақ арнайы салыстырмалылық теориясына сәйкес, шеңбердің ұзындығы сызғыштың қысқаруына байланысты ұзарғандай көрінер еді. Эйнштейн физика заңдары жергілікті екенін, жергілікті өрістермен сипатталатынына сенгендіктен, осыдан кеңістік-уақыт жергілікті түрде қисайтынына қорытынды жасады. Бұл оны Риман геометриясын зерттеуге және жалпы салыстырмалылықты осы тілде жазуға итерді.

The first relativistic theory of gravity was proposed by Henri Poincaré in 1905. He published a Lorentz invariant theory on four dimensional spacetime, where gravity is transmitted by gravitational waves that travel at the speed of light. As Einstein later said, the reason for the development of general relativity was the preference of inertial motion within special relativity, while a theory which from the outset prefers no particular state of motion appeared more satisfactory to him. So, while still working at the patent office in 1907, Einstein had what he would call his "happiest thought". He realized that the principle of relativity could be extended to gravitational fields. Consequently, in 1907 he wrote an article, published in 1908, on acceleration under special relativity. In that article, he argued that free fall is really inertial motion, and that for a freefalling observer the rules of special relativity must apply. This argument is called the equivalence principle. In the same article, Einstein also predicted the phenomenon of gravitational time dilation. In 1911, Einstein published another article expanding on the 1907 article. There, he considered the case of a uniformly accelerated box not in a gravitational field, and noted that it would be indistinguishable from a box sitting still in an unchanging gravitational field. He used special relativity to show that clocks at the top of a box accelerating upward would run faster than clocks at the bottom. He concluded that the rate at which time passes depends on the position in a gravitational field, and that the difference in rate is proportional to the gravitational potential to a first approximation. The article also predicted the deflection of light by massive bodies, e. g., Jupiter, the Sun. Although the approximation was crude, it allowed him to calculate that the deflection is nonzero. Einstein urged astronomers to attempt direct observation of light deflection of fixed stars near the Sun during solar eclipses when they would be visible. In October 1911, Freundlich contacted astronomer Charles D. Perrine in Berlin to inquire as to the suitability of examining existing solar eclipse photographs to prove Einstein's prediction of light deflection. Perrine, the director of the Argentine National Observatory at Cordoba, had participated in four solar eclipse expeditions while at the Lick Observatory, in 1900, 1901, 1905, and 1908. " he had become, in the opinion of the director of the Lick Observatory, W. W. Campbell, an observer without peer in the field of solar eclipses." He did not believe existing eclipse photos would be useful in proving Einstein's claim. In 1912 Freundlich asked if Perrine would include observation of light deflection as part of his program for the solar eclipse of October 10, 1912, in Brazil. W. W. Campbell, director of the Lick Observatory, loaned Perrine its intramercurial camera lenses. Perrine and the Cordoba team were the only eclipse expedition to construct specialized equipment dedicated to observing light deflection. Unfortunately all the expeditions experienced heavy rain which prevented any observations. Nevertheless, Perrine was the first astronomer to make a dedicated attempt to observe light deflection to test Einstein's prediction. Two years later, the three observatory directors, Perrine, Freundlich, and Campbell included light deflection in their expeditions to the Russian Empire for the solar eclipse of August 21, 1914. Unfortunately due to clouds and the outbreak of World War I, no results were possible. However, Perrine was able to take the first photographs in an attempt to verify Einstein's prediction of light deflection. A light cloud cover prevented determining accurate star positions. In hindsight, the occluding weather and lack of results in 1912 and 1914 favored Einstein. If clear photographs and measurable results had been possible, Einstein's 1911 prediction might have been proven wrong. The amount of deflection that he calculated in 1911 was too small (0.83 seconds of arc) by a factor of two because the approximation he used does not work well for things moving at near the speed of light. When Einstein completed the full theory of general relativity in 1915, he rectified this error and predicted the correct amount of light deflection caused by the Sun (1.75 seconds of arc). Eddington and Dyson in 1919 and W. W. Campbell in 1922 were able to compare their results to Einstein's corrected prediction. Another of Einstein's notable thought experiments about the nature of the gravitational field is that of a rotating disk (a variant of the Ehrenfest paradox). He imagined an observer performing experiments on a rotating turntable. He noted that such an observer would find a different value for the mathematical constant π than the one predicted by Euclidean geometry. The reason is that the radius of a circle would be measured with an uncontracted ruler, but, according to special relativity, the circumference would seem to be longer because the ruler would be contracted. Since Einstein believed that the laws of physics were local, described by local fields, he concluded from this that spacetime could be locally curved. This led him to study Riemannian geometry, and to formulate general relativity in this language.

Жалпы салыстырмалылық теориясының дамуы

1912 жылы Эйнштейн Швейцарияға оралып, өзінің альма-матерінде профессорлық лауазымды қабылдады. Цюрихке келген соң ол бірден бұрынғы ETH сыныптасы Марсель Гроссманнға, қазір математика профессорына барды. Гроссманн оны Риманн геометриясымен және жалпы дифференциалдық геометриямен таныстырды. Итальяндық математик Туллио Леви-Чивитаның ұсынысымен Эйнштейн өзінің гравитациялық теориясы үшін жалпы коварианттылықтың (негізінен тензорларды қолдану) тиімділігін зерттеуге кірісті. Біраз уақыт Эйнштейн бұл тәсілде қиындықтар бар деп ойлады, бірақ кейін оған қайта оралып, 1915 жылдың соңында жалпы салыстырмалылық теориясын қазіргі күні қолданылып жүрген түрінде жариялады. Бұл теория гравитацияны материяның кеңістік-уақыт құрылымын бұрмалауы ретінде түсіндіреді, бұл басқа материяның инерциялық қозғалысына әсер етеді. Бірінші дүниежүзілік соғыс кезінде Орталық державалар ғалымдарының жұмысы ұлттық қауіпсіздік себептерімен Орталық державалардың ғалымдарына ғана қолжетімді болды. Эйнштейннің кейбір еңбектері Ұлыбритания мен АҚШ-қа австриялық Пол Эрренфест және Нидерланды физиктері, әсіресе 1902 жылғы Нобель сыйлығының иегері Хендрик Лоренц пен Лейден университетінің Виллем де Ситтерінің күш-жігері арқылы жетті. Соғыстан кейін Эйнштейн Лейден университетімен байланысын сақтап, ерекше профессорлық келісімшартқа қол қойды. Он жыл бойы, 1920 жылдан 1930 жылға дейін ол Нидерландыға үнемі лекция оқуға барып тұрды. 1917 жылы бірнеше астроном Эйнштейннің 1911 жылғы Прагадағы шақыруын қабылдады. Калифорниядағы (АҚШ) Маунт-Уилсон обсерваториясы гравитациялық қызыл жылжудың жоқтығын көрсеткен күн спектроскопиялық талдау жариялады. 1918 жылы Калифорниядағы Лик обсерваториясы да Эйнштейннің болжамын жоққа шығарғанын хабарлады, бірақ оның нәтижелері жарияланбады. Алайда 1919 жылдың мамыр айында британдық астроном Артур Стэнли Эддингтон басқарған топ Күннің жұлдыздар сәулесін бұру туралы Эйнштейннің болжамын растады деп мәлімдеді. Олар Бразилияның солтүстігіндегі Собрал және Африканың батысындағы Принсипе аралындағы екі экспедицияда күн тұтылуын фотоға түсірді. Оның әріптесі Пол Дирак: «Бұл, бағанадағы ең ұлы ғылыми жаңалық» деді. Эддингтон экспедициясында түсірілген фотосуреттерді зерделеу, тәжірибелік белгісіздіктің Эддингтон көрсеткен эффектінің шамасына тең екенін көрсетті, ал 1962 жылғы британдық экспедиция бұл әдіс өзінен-өзі сенімсіз екенін анықтады. Күн тұтылуы кезіндегі жарықтың бұрылуы кейінірек, дәлірек байқаулар арқылы расталды. Кейбіреулер жаңа ғалымның аты-жөліне ренжіді, әсіресе ұлтшыл неміс физиктері, кейіннен Deutsche Physik (Неміс физикасы) қозғалысын құрды.

In 1912, Einstein returned to Switzerland to accept a professorship at his alma mater, ETH Zurich. Once back in Zurich, he immediately visited his old ETH classmate Marcel Grossmann, now a professor of mathematics, who introduced him to Riemannian geometry and, more generally, to differential geometry. On the recommendation of Italian mathematician Tullio Levi Civita, Einstein began exploring the usefulness of general covariance (essentially the use of tensors) for his gravitational theory. For a while, Einstein thought that there were problems with the approach, but he later returned to it and, by late 1915, had published his general theory of relativity in the form in which it is used today. This theory explains gravitation as the distortion of the structure of spacetime by matter, affecting the inertial motion of other matter. During World War I, the work of Central Powers scientists was available only to Central Powers academics, for national security reasons. Some of Einstein's work did reach the United Kingdom and the United States through the efforts of the Austrian Paul Ehrenfest and physicists in the Netherlands, especially 1902 Nobel Prize winner Hendrik Lorentz and Willem de Sitter of Leiden University. After the war, Einstein maintained his relationship with Leiden University, accepting a contract as an Extraordinary Professor; for ten years, from 1920 to 1930, he travelled to the Netherlands regularly to lecture. In 1917, several astronomers accepted Einstein's 1911 challenge from Prague. The Mount Wilson Observatory in California, United States, published a solar spectroscopic analysis that showed no gravitational redshift. In 1918, the Lick Observatory, also in California, announced that it too had disproved Einstein's prediction, although its findings were not published. However, in May 1919, a team led by the British astronomer Arthur Stanley Eddington claimed to have confirmed Einstein's prediction of gravitational deflection of starlight by the sun while photographing a solar eclipse with dual expeditions in Sobral, northern Brazil, and Príncipe, a west African island. fellow laureate Paul Dirac was quoted saying it was "probably the greatest scientific discovery ever made". There have been claims that scrutiny of the specific photographs taken on the Eddington expedition showed the experimental uncertainty to be comparable to the magnitude of the effect Eddington claimed to have demonstrated, and that a 1962 British expedition concluded that the method was inherently unreliable. The deflection of light during a solar eclipse was confirmed by later, more accurate observations. Some resented the newcomer's fame, notably some nationalistic German physicists, who later started the Deutsche Physik (German Physics) movement.

Жалпы коварианстық және тесік аргументі

1912 жылы Эйнштейн гравитацияны геометриялық құбылыс ретінде түсіндіретін теорияны іздеумен белсенді айналысты. Туллио Леви-Чивитаның ықпалымен Эйнштейн гравитациялық теория құру үшін жалпы коварианттылықты (яғни қисықтық тензорларын қолдануды) зерттеуге кірісті. Бірақ 1913 жылы Эйнштейн бұл тәсілді тастап, оның "тесік аргументіне" негізделгеніндей тұжырымға келмейтінін айтты. 1914 жылы және 1915 жылдың көп бөлігінде Эйнштейн басқа бір тәсілге негізделген өріс теңдеулерін жасауға тырысты. Бұл тәсілдің дұрыс еместігі дәлелденген соң, Эйнштейн жалпы коварианттылық тұжырымдамасына қайта оралып, тесік аргументінің бұрыс екенін анықтады.

Эйнштейн мен Хилберт

Эйнштейннің жалпы салыстырмалылық теориясы жөніндегі жұмысының соңғы жылында ол неміс математигі Дэвид Гилбертпен кездесіп, хат алмасты. Гилберт Густав Мие идеяларына негізделген бірыңғай өріс теориясымен айналысып жатқан болатын; ол жалпы салыстырмалылық теориясын Эйнштейн теорияны ашқанмен дерлік бір уақытта, әдемі вариациялық принциптен тудырды. Хат алмасу мен жарияланымдардың мерзімі көптеген терең тарихи талдауларға себеп болды.

Сэр Артур Эддингтон

Эйнштейннің теориясы жарияланғаннан кейінгі алғашқы жылдары сэр Артур Эддингтон британдық ғылыми қауымдастықтағы зор беделін осы неміс ғалымының еңбегін қолдауға жұмсады. Теория өте күрделі және түсініксіз болғандықтан (қазір де ол ғылыми ойлаудың ең жоғары деңгейі саналады; алғашқы жылдары одан да қиын болды), әлемде оны тек үш адам ғана түсінеді деген әңгіме тарады. Осыған қатысты нұрлы, бірақ, мүмкін, шындығына келмейтін оқиға бар. Людвик Сильберштейннің айтуынша, Эддингтонның бір лекциясында ол: "Профессор Эддингтон, сіз әлемде жалпы салыстырмалылық теориясын түсінетін үш адамның бірі болуыңыз керек" деді. Эддингтон жауап бере алмай, тоқтап қалды. Сильберштейн: "Эддингтон, мақтанбаңыз!" - деп жалғастырды. Соңында Эддингтон: "Керісінше, үшінші адам кім екенін ойлап табуға тырысып жатырмын" деді.

Шварцшильд шешімі

Өріс теңдеулері сызықтық емес болғандықтан, Эйнштейн оларды шеше алмайтынын болжады. Бірақ, Карл Шварцшильд 1915 жылы, ал 1916 жылы шарлық координаттарда массивті объектіні қоршап тұрған шар симметриялы кең-уақыт үшін нақты шешім тапты және жариялады. Бұл қазір Шварцшильд шешімі деп белгілі. Содан бері көптеген басқа да нақты шешімдер табылды.

Кеңейіп жатқан ғалам және космологиялық тұрақты

1922 жылы Александр Фридман ғаламның кеңейіп немесе жиырылуы мүмкін болатын шешімін тапты, ал кейін Жорж Леметр кеңейіп жатқан ғаламға арналған шешімді шығарды. Алайда, Эйнштейн ғаламның тоқтаусыз екеніне сенді, және тоқтаусыз космология жалпы салыстырмалылық өрістік теңдеулерімен расталмағандықтан, ол өрістік теңдеулерге космологиялық тұрақты Λ қосты, бұл:

Бұл тұрақты күйдегі шешімдер жасауға мүмкіндік берді, бірақ олар тұрақсыз болды: тоқтаусыз күйдегі ең кішкентай өзгеріс ғаламның кеңеюіне немесе жиырылуына алып келер еді. 1929 жылы Эдвин Хаббл ғаламның кеңейіп жатқанына дәлелдер тапты. Осының нәтижесінде Эйнштейн космологиялық тұрақтыдан бас тартып, оны «менің мансабымдағы ең ірі қателік» деп атады. Сол кезде космологиялық тұрақтыны қосу – бір ғана нәтижені (тоқтаусыз ғаламды) негіздеу үшін жасалған, себебі ол тек соған ғана бағытталған болды.

Нақтырақ шешімдер

Өріс теңдеулерін шешу және олардың шешімдерін түсінудегі прогресс жалғасуда. Сфералық симметриялы зарядталған объектіге арналған шешімді Райснер тапты, кейін Нордстрем оны қайта ашты және бұл шешім Рейснер-Нордстрем шешімі деп аталады. Шварцшильд шешімінің қара тесікке қатысты аспектісі өте күрес тудырды, ал Эйнштейн сингулярлықтардың нақты болуына сенбеді. Дегенмен, 1957 жылы (Эйнштейн қайтыс болғаннан кейін екі жыл өткен соң) Мартин Крускаль Шварцшильд шешімінің қара тесіктерді талап ететінін дәлелдеді. Сонымен қатар, айналатын массивті объектіге арналған шешімді Рой Керр 1960 жылдары тапты және ол Керр шешімі деп аталады. Айналатын, зарядталған массивті объектіге арналған Керр-Ньюман шешімі бірнеше жылдан кейін жарияланды.

Теорияны тексеру

Жалпы салыстырмалылық теориясын қолдауға алғашқы дәлел ретінде Меркурий планетасы орбитасының аномальды прецессия жылдамдығын дұрыс болжауы келді. Кейіннен, 1919 жылы Артур Стэнли Эддингтон экспедициясы Эйнштейннің 1919 жылғы 29 мамырдағы толық күн тұтылуы кезінде Күннің жарықты бұруы туралы болжамын растады, бұл жалпы салыстырмалылық теориясының сенімді теория ретінде беделін нығайтуға көмектесті. Одан бері көптеген байқаулар жалпы салыстырмалылық теориясының болжамдарымен сәйкес екенін көрсетті. Оларға екілік пульсарларды зерттеу, Күннің шетінен өтетін радиосигналдарды байқау және тіпті жаһандық позициялау жүйесін зерттеу кіреді. Теория гравитациялық толқындарды болжайды, олар кеңістік-уақыт қисықтығында туындайтын және толқындар түрінде таралатын тербелістер, олар көзден сыртқа қарай қозғалады. 2015 жылдың 14 қыркүйегінде Advanced LIGO тобы екі қара тесіктің қосылуынан пайда болған гравитациялық толқындарды алғаш рет байқады, бұл теория жарияланғаннан кейін 100 жыл өткен соң оның тағы бір болжамын растады. 2019 жылдың 10 сәуірінде Event Horizon Telescope Collaboration Мессье 87 галактикасының ортасындағы аса ірі қара тесіктің алғашқы суретін жариялады.

Альтернативті теориялар

Жалпы салыстырмалылық теориясын өзгертуге қатысты түрлі әрекеттер жасалды. Олардың ең танымалдары – Бранс-Дик теориясы (скаляр-тензор теориясы деп те аталады) және Розеннің биметриялық теориясы. Бұл екі теория да жалпы салыстырмалылық теориясының өріс теңдеулеріне өзгерістер енгізуді ұсынды, сондай-ақ осы өзгерістердің нәтижесінде биполярлы гравитациялық сәулеленудің пайда болуына мүмкіндік туды. Осының салдарынан Розеннің бастапқы теориясы екілік пульсарларды бақылау арқылы жоққа шығарылды. Ал Бранс-Дик теориясы (оның ω параметрі бар, мұнда ω = ∞ болғанда ол жалпы салыстырмалылық теориясымен сәйкес келеді) жалпы салыстырмалылық теориясынан қаншалықты айырмашылығы болуы мүмкін екеніне қатысты байқаулармен қатаң шектеулер қойылды. GW170817 нейтрон жұлдызының қосылуын талдау нәтижесінде жалпы салыстырмалылық теориясына қатысты көптеген басқа да баламалар жоққа шығарылды. Сонымен қатар, жалпы салыстырмалылық теориясы материяның толқын-бөлшек дуалдығын сипаттайтын физикалық теория – кванттық механикамен үйлесімсіз, ал кванттық механика қазіргі таңда гравитациялық тартылысты тиісті (микроскопиялық) масштабтарда сипаттауға қабілетсіз. Физикалық қауымдастықта жалпы салыстырмалылық теориясы мен кванттық механиканы тұжырымды түрде біріктіру үшін қандай өзгерістер қажет болуы мүмкін екеніне қатысты көптеген болжамдар бар. Жалпы салыстырмалылық теориясы мен кванттық механиканы біріктіретін болжамды теория әдетте кванттық гравитация деп аталады, оның маңызды мысалдары – іс тізбектік теориясы және циклдік кванттық гравитация.

Алтын дәуірі

Кип Торн "жалпы салыстырмалылық теориясының алтын ғасыры" деп шамамен 1960-1975 жылдар аралығын атайды, осы кезеңде бұрын жай ғалымдық қызығушылық тудырған жалпы салыстырмалылық теориясы теориялық физиканың бағытының біріне айналды. Осы жылдарда гравитацияны зерттеушілердің және жалпы жұртшылықтың қиялын оятуға әлі де шабыттандырып келе жатқан көптеген ұғымдар мен терминдер енгізілді, олардың ішінде қара тесіктер және гравитациялық сингулярлықтар бар. Сонымен қатар, осымен тығыз байланысты даму ретінде физикалық космология зерттеуі де бағыттың біріне еніп, Ұлы жарылыс жақсы қалыптасты. Фулвио Мелия өзінің "Эйнштейннің кодын бұзу" атты кітабында "салыстырмалылық теориясының алтын ғасыры" туралы жиі айтады. 1962 жылы Варшавада Анджей Траутман салыстырмалылық теориясы бойынша конференция өткізді, оған Мелия сілтеме жасайды: Жалпы салыстырмалылық теориясы Варшавадағы сол жиыннан кейін, Pound-Rebka экспериментінен кейін сәтті дамып, 1970-ші жылдардың ортасына дейін жалғасқан өзінің алтын ғасырына енді. Кітаптың басты кейіпкері Рой Керр кітаптың соңында былай деп жазды: "Бұл кітап қазір салыстырмалылық теориясының алтын ғасыры деп аталатын кезеңді тамаша бейнелейді".