Principio de Equivalencia y efectos de la RG
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<strong>Principio</strong> <strong>de</strong> equivalencia<br />
y <strong>efectos</strong> <strong>de</strong> <strong>la</strong><br />
Re<strong>la</strong>tividad General<br />
6
Anu<strong>la</strong>r o simu<strong>la</strong>r g<br />
En caída libre no se siente gravedad (anu<strong>la</strong>r g)<br />
Se pue<strong>de</strong> simu<strong>la</strong>r g con una aceleración a en sentido opuesto<br />
<strong>Principio</strong> <strong>de</strong> equivalencia: No se pue<strong>de</strong> distinguir entre una aceleración<br />
uniforme y un campo gravitatorio uniforme (son equivalentes).
Fuerzas <strong>de</strong> marea<br />
Pero aunque <strong>la</strong> aceleración <strong>de</strong> <strong>la</strong> gravedad pueda “eliminarse” en un<br />
<strong>de</strong>terminado punto <strong>de</strong>l E-T, el mismo truco no <strong>la</strong> elimina completamente<br />
en <strong>la</strong> vecindad por culpa <strong>de</strong> <strong>la</strong>s fuerzas <strong>de</strong> marea. Éstas son <strong>la</strong><br />
auténtica marca <strong>de</strong> <strong>la</strong> gravedad.<br />
Aparecen cuando pasamos <strong>de</strong> cuerpo puntual a cuerpo extenso.
Curvatura <strong>de</strong> luz<br />
¿Funciona también con <strong>la</strong> luz en vez <strong>de</strong><br />
objetos? El rayo <strong>de</strong> luz hará lo mismo en<br />
presencia <strong>de</strong> gravedad que en un ascensor<br />
acelerado.<br />
El Sol <strong>de</strong>svía <strong>la</strong> luz <strong>de</strong> una estrel<strong>la</strong><br />
(confirmado en eclipse <strong>de</strong> 1919).<br />
Retraso en el eco <strong>de</strong> una onda <strong>de</strong>bido a que el<br />
recorrido re<strong>la</strong>tivista es mayor que el clásico<br />
(confirmado con Venus y Mercurio).
Lente gravitatoria
Efectos en púlsares binarios<br />
Son un <strong>la</strong>boratorio i<strong>de</strong>al:<br />
Entorno <strong>de</strong> gravedad extrema<br />
(estrel<strong>la</strong>s <strong>de</strong> neutrones).<br />
Reloj preciso (púlsar): el <strong>de</strong>l<br />
compañero va más lento cuando<br />
pasa por zonas <strong>de</strong> mayor gravedad.<br />
Medidas más cómodas que en BH.<br />
Dos <strong>efectos</strong> importantes:<br />
Avance <strong>de</strong>l periastro: alteración <strong>de</strong>l<br />
eje <strong>de</strong> rotación <strong>de</strong> un cuerpo por el<br />
tirón gravitatorio <strong>de</strong> sus compañero.<br />
Ralentización <strong>de</strong>l movimiento orbital<br />
por emisión <strong>de</strong> ondas gravitatorias<br />
(OGs).
QQ Ondas gravitacionales y púlsares binarios<br />
PSR1936 Hulse & Taylor (1973)<br />
m 1 =m 2 =1.4Msol; d=1700a.l.; d 12 =1Rsol<br />
Retraso (enrojecimiento grav + exceso <strong>de</strong> camino)=4.3 ms<br />
Movimiento respecto compañero medido con Doppler<br />
(<strong>la</strong> frecuencia aumenta al acercarse a nosotros)<br />
precesión 4º/año, dP/P=-1s/13000año<br />
PSR0737: púlsar doble y eclipsante en radio<br />
- Avance periastro: un pelo / UA<br />
- Atenuación por OG: -7mm/día
Efectos en agujeros negros
A<br />
B<br />
Enrojecimiento gravitatorio<br />
La onda emitida en el techo (más lejos <strong>de</strong>l centro <strong>de</strong> <strong>la</strong><br />
Tierra) se observa en el suelo más azul '<br />
.<br />
Recíprocamente, ondas enviadas cerca <strong>de</strong> una gran<br />
masa aparecen enrojecidas para el observador lejano.<br />
Otra forma <strong>de</strong> verlo: c constante y t mayor implican que<br />
λ=ct sea mayor.<br />
Confirmado con experimento por efecto Mössbauer
Si el receptor (B) no acelera a velocida<strong>de</strong>s re<strong>la</strong>tivistas<br />
Y tomamos SRI en el suelo:<br />
z B t = 1<br />
2<br />
Distancia <strong>de</strong> viaje <strong>de</strong>l primer pulso emitido por A en y recibido por B<br />
en t=t 1 :<br />
Recorrido (más corto) <strong>de</strong>l segundo pulso emitido por A en t= A y<br />
recibido por B en :<br />
Intervalo entre los dos pulsos visto por uno y por otro:<br />
Enrojecimiento gravitatorio (gravitational redshift):<br />
g t 2<br />
z A 0− zB t1=h− 1<br />
2 gt 2<br />
1=<br />
ct1<br />
t=t 1 B<br />
z A t=h 1<br />
g t2<br />
2<br />
v<br />
c 2<br />
≪1 gh<br />
c 2 2<br />
≪1<br />
z A A −z B t 1 B=h 1<br />
2 g 2 1<br />
A−<br />
2 gt 1 B 2 =h− 1<br />
2 gt 2<br />
1−gt<br />
1 B= ct 1 B− A<br />
<br />
gh<br />
B = A 1−<br />
c 2 = A1− A− B<br />
c 2 <br />
B= A 1− A− B<br />
c 2<br />
−1<br />
≃A 1 A−B c 2 <br />
t=0<br />
= −GM<br />
z =gz<br />
A− B=gz A 0− z B 0=gh<br />
hasta or<strong>de</strong>n 1<br />
c 2
Explicación: E-T curvado<br />
Probemos una explicación geométrica <strong>de</strong> <strong>la</strong> gravedad. Ejemplo <strong>de</strong><br />
geometría 4D curva para el caso estático (no variable con el tiempo) y<br />
<strong>de</strong> gravedad leve:<br />
Señal <strong>de</strong> A a B en dirección x. Rayos ya no siguen 45º pero tendrán<br />
todos <strong>la</strong> misma forma en E-T (geometría estática, in<strong>de</strong>pte <strong>de</strong> t).<br />
t ; x= y= z=0<br />
1 2 A<br />
c 2 t 2 000<br />
2 − s<br />
A≡<br />
2<br />
c 2 =<br />
A =<br />
B ≃<br />
12 A<br />
c 2 1/ 2<br />
t ≃ 1 A c 2 <br />
1 B<br />
c 2 <br />
t<br />
≃ B 1 B<br />
c 2 A<br />
t se correspon<strong>de</strong> con<br />
ds 2 2<br />
=−1 c 2 c dt 2<br />
t<br />
1 A<br />
c 2 ≃<br />
−1<br />
1 B− A<br />
c 2 A<br />
A , B<br />
1− 2<br />
c 2 <br />
dx2 dy 2 dz 2 <br />
1 1 1<br />
−1 1 1 1<br />
−[ ] [ ] [ ] []<br />
3D euclí<strong>de</strong>o p<strong>la</strong>no<br />
4D Minkowski p<strong>la</strong>no (RE)<br />
4D curvado (<strong>RG</strong>)
Movimiento newtoniano en E-T<br />
Partícu<strong>la</strong> en potencial gravitatorio. El tiempo propio entre dos puntos A y<br />
B <strong>de</strong>l E-T <strong>de</strong>pen<strong>de</strong> <strong>de</strong> <strong>la</strong> línea <strong>de</strong> mundo seguida:<br />
B<br />
AB=∫ A<br />
B<br />
d =∫ A<br />
−ds2 c 2 1/ 2<br />
B<br />
=∫ [ A<br />
2 <br />
1<br />
c 2 dt 2 − 1<br />
c 2 <br />
2<br />
1−<br />
c 2 dx2dy 2 dz 2 2<br />
]1/<br />
Po<strong>de</strong>mos usar t para parametrizar <strong>la</strong> l.d.m. Multiplico y divido por dt.<br />
2<br />
AB =∫ dt[<br />
1<br />
c 2 <br />
1<br />
−<br />
c 2 <br />
2<br />
1−<br />
c 2 dx<br />
2<br />
dt dy<br />
2<br />
dt dz<br />
2<br />
2<br />
dt ]1/<br />
[ 1<br />
2<br />
c 2<br />
−<br />
1<br />
2<br />
− 2<br />
c c 4 <br />
V 2]1<br />
≃[<br />
/ 2<br />
2<br />
1<br />
c<br />
B<br />
B<br />
A≃∫ A<br />
2<br />
V<br />
− 2<br />
c 2 ]1/ 2<br />
[ 1<br />
dt 1−<br />
c 2 <br />
2<br />
V<br />
2 −]<br />
≃1 1<br />
c 2 <br />
2<br />
1<br />
−V ≃1−<br />
2 c 2 <br />
2<br />
V<br />
2 −<br />
V 2 /2− <br />
La l.d.m. que hace extrema AB es <strong>la</strong> que hace extrema , que<br />
es el <strong>la</strong>grangiano no re<strong>la</strong>tivista. Luego <strong>la</strong> gravedad newtoniana pue<strong>de</strong><br />
expresarse en términos estrictamente geométricos a partir <strong>de</strong> un<br />
E-T curvo. La presencia <strong>de</strong> masa curva el E-T y los objetos se mueven<br />
siguiendo trayectorias <strong>de</strong> tiempo propio extremo.
Formu<strong>la</strong>ción <strong>de</strong> <strong>la</strong> gravedad:<br />
newtoniana vs geométrica
Origen <strong>de</strong> los <strong>efectos</strong><br />
Gravedad entendida como <strong>la</strong><br />
curvatura <strong>de</strong>l propio E-T alre<strong>de</strong>dor<br />
<strong>de</strong> cada masa: “<strong>la</strong> materia le dice al<br />
espacio cómo curvarse y éste le<br />
dice a <strong>la</strong> materia cómo moverse”.<br />
La Tierra no orbita alre<strong>de</strong>dor <strong>de</strong>l Sol<br />
por atracción gravitatoria<br />
instantánea; simplemente sigue <strong>la</strong><br />
trayectoria “más corta” en el E-T<br />
(geodésica).<br />
La luz también sigue el camino más<br />
corto en el E-T, camino que está<br />
curvado por <strong>la</strong> gravedad (retraso<br />
temporal respecto a cálculos<br />
clásicos).