Otras respuestas han dado buenas respuestas generales, sin embargo, para completarlo, ahora lo extraeré en un sentido matemático, utilizando la maquinaria de la Relatividad General.
Las matemáticas pueden parecer un poco aterradoras, pero lo paso lo más despacio posible. Creo que vale la pena intentarlo y seguirlo, si puedes.
Si no le interesa la derivación completa y está dispuesto a aceptar una ecuación dada al valor nominal, puede omitir las dos primeras secciones y volver a unirse más tarde: ¡hay una gran nota en negrita que le indica cuándo volver a unirse!
Estaremos trabajando en la métrica de Schwarzschild; La solución para una distribución de masa esféricamente simétrica, sin carga y sin momento angular.
El intervalo (la distancia a través del espacio-tiempo) bajo una métrica general [matemática] g _ {\ mu \ nu} [/ matemática] se define como:
[matemáticas] \ displaystyle ds ^ 2 = -c ^ 2 d \ tau ^ 2 = g _ {\ mu \ nu} dx ^ \ mu dx ^ \ nu [/ math]
Para la solución Schwarzschild para [math] g _ {\ mu \ nu} [/ math], esto da [1]:
[matemáticas] \ displaystyle ds ^ 2 = -c ^ 2 \ left (1- \ frac {R_s} {r} \ right) dt ^ 2 + \ frac {dr ^ 2} {\ left (1- \ frac {R_s } {r} \ right)} + r ^ 2 d \ theta ^ 2 + r ^ 2 \ sin ^ 2 (\ theta) d \ phi ^ 2 [/ math]
¡Donde hemos usado coordenadas polares esféricas, y [matemáticas] R_s = \ frac {2GM} {c ^ 2} [/ matemáticas] para ahorrar tiempo escribiendo!
Ahora nos gustaría encontrar la forma de relatividad general de las ecuaciones de movimiento: las ecuaciones geodésicas . Las ecuaciones geodésicas se pueden calcular de dos maneras: puede usar la métrica para calcular la conexión métrica [math] \ Gamma ^ \ alpha _ {\ beta \ gamma} [/ math], y luego suma; o puedes extremar el intervalo.
La equivalencia de estos dos métodos muestra que las geodésicas son la distancia más corta entre dos puntos en el espacio-tiempo. Son las “líneas rectas” en un espacio-tiempo curvo.
Para poner un extremo a una [matemática] \ matemática {L} (x ^ 0, \ dot {x} ^ 0… .x ^ n, \ dot {x} ^ n) [/ matemática], utilizamos las ecuaciones de Euler-Lagrange [2]:
[math] \ displaystyle \ frac {\ partial} {\ partial p} \ left (\ frac {\ partial \ mathcal {L}} {\ partial \ dot {x} ^ \ mu} \ right) – \ frac {\ parcial \ matemática {L}} {\ parcial {x} ^ \ mu} = 0 [/ matemática]
Donde [math] (x ^ 0, x ^ 1, x ^ 2, x ^ 3) = (ct, r, \ theta, \ phi) [/ math], y el punto, [math] \ dot {x} [/ math], indica la derivada con respecto al parámetro afín [math] p [/ math], de modo que [math] \ dot {x} = \ frac {dx} {dp} [/ math]. Podríamos dejar que [math] p = \ tau [/ math], el tiempo apropiado. Pero eh, ¡déjalo en general por ahora!
Podemos construir nuestro ‘Lagrangiano’ (el intervalo espacio-tiempo) para este sistema:
[matemáticas] \ displaystyle \ mathcal {L} = \ left (\ frac {ds} {dp} \ right) ^ 2 = -c ^ 2 \ left (1- \ frac {R_s} {r} \ right) \ dot {t} ^ 2 + \ frac {\ dot {r} ^ 2} {\ left (1- \ frac {R_s} {r} \ right)} + r ^ 2 \ dot {\ theta} ^ 2 + r ^ 2 \ sin ^ 2 (\ theta) \ dot {\ phi} ^ 2 [/ math]
Ahora, el procedimiento estándar es conectar esto a la ecuación EL cuatro veces, para cada coordenada.
Sin embargo, podemos simplificar las cosas al notar que:
- [math] \ theta = \ text {constant} = \ frac {\ pi} {2} [/ math] siempre es una solución (conecte [math] \ mu = 2 [/ math] para verificar, pero es cierto )
- Nada depende de [matemática] t [/ matemática] o [matemática] \ phi [/ matemática], excepto las coordenadas mismas.
Por lo tanto, podemos usar el primer punto para simplificar nuestro lagrangiano:
[matemáticas] \ displaystyle \ mathcal {L} = -c ^ 2 \ left (1- \ frac {R_s} {r} \ right) \ dot {t} ^ 2 + \ frac {\ dot {r} ^ 2} {\ left (1- \ frac {R_s} {r} \ right)} + r ^ 2 \ dot {\ phi} ^ 2 [/ math]
Si conectamos [math] \ mathcal {L} [/ math] a las ecuaciones EL para [math] \ mu = 0 [/ math] y [math] 3 [/ math], obtenemos lo siguiente, ya que nada depende en [math] \ theta [/ math] o [math] t [/ math], por lo que el segundo elemento de la ecuación EL debe ser cero.
[matemáticas] \ mu = 0: \ quad \ frac {\ partial} {\ partial p} \ left (-2c ^ 2 \ left (1- \ frac {R_s} {r} \ right) \ dot {t} \ derecha) – 0 = 0 [/ matemáticas]
[matemáticas] \ mu = 3: \ quad \ frac {\ partial} {\ partial p} \ left (r ^ 2 \ dot {\ phi} \ right) – 0 = 0 [/ math]
Si la derivada de una función es cero, ¡entonces esa función es una constante! Por lo tanto, tenemos dos ecuaciones muy importantes:
[matemáticas] \ boxed {\ left (1- \ frac {R_s} {r} \ right) \ dot {t} = k} [/ math]
Y:
[matemáticas] \ displaystyle \ boxed {r ^ 2 \ dot {\ phi} = h} [/ math]
Donde [math] k [/ math] y [math] h [/ math] son constantes. Aunque no es del todo obvio sin un análisis más detallado, esta es una declaración de conservación de la energía (la primera ecuación) y la conservación del momento angular (la segunda ecuación).
Ahora, podríamos conectar [math] \ mu = 1 [/ math] y diferenciar con respecto a [math] r [/ math] y [math] \ dot {r} [/ math]. ¡Es mucho álgebra bastante tediosa! Obtiene una expresión correcta al final, en términos de [math] \ ddot {r} [/ math], que luego debe poder integrar – ew . Afortunadamente, resulta que hay una manera mucho más fácil de obtener una expresión para [math] \ dot {r} [/ math].
Recordemos al lagrangiano:
[matemáticas] \ displaystyle \ mathcal {L} = -c ^ 2 \ left (1- \ frac {R_s} {r} \ right) \ dot {t} ^ 2 + \ frac {\ dot {r} ^ 2} {\ left (1- \ frac {R_s} {r} \ right)} + r ^ 2 \ dot {\ phi} ^ 2 [/ math]
¡Ahora solo inserte nuestras expresiones para [math] \ dot {t} [/ math] y [math] \ dot {\ phi} [/ math]!
[matemáticas] \ displaystyle \ mathcal {L} = -c ^ 2 \ left (1- \ frac {R_s} {r} \ right) \ left (\ frac {k} {1- \ frac {R_s} {r} } \ right) ^ 2 + \ frac {\ dot {r} ^ 2} {\ left (1- \ frac {R_s} {r} \ right)} + r ^ 2 \ left (\ frac {h} {r ^ 2} \ right) ^ 2 [/ math]
Lo que se simplifica a:
[matemáticas] \ displaystyle \ mathcal {L} = \ frac {-c ^ 2k ^ 2} {1- \ frac {R_s} {r}} + \ frac {\ dot {r} ^ 2} {1- \ frac {R_s} {r}} + \ frac {h ^ 2} {r ^ 2} [/ math]
Esta ecuación es válida tanto para fotones como para partículas masivas; esta ha sido una afirmación totalmente genérica sobre la geometría del espacio-tiempo.
Como nos gustaría examinar específicamente los fotones, recordamos que la propiedad de una geodésica nula es [3]:
[matemáticas] ds ^ 2 = 0 [/ matemáticas]
Pero definimos [math] \ mathcal {L} [/ math] como [math] \ mathcal {L} = \ left (\ frac {ds} {dp} \ right) ^ 2 [/ math].
Si [math] ds = 0 [/ math], entonces debemos tener:
[matemáticas] \ displaystyle \ boxed {\ mathcal {L} _ {photon} = 0} [/ math]
Si utilizamos una partícula masiva, podríamos establecer [math] p = \ tau [/ math], para encontrar:
[matemáticas] \ displaystyle \ boxed {\ mathcal {L} _ {partícula} = -c ^ 2} [/ matemáticas]
Queremos la forma del fotón, así que obtenemos:
[matemáticas] \ displaystyle \ frac {-c ^ 2k ^ 2} {1- \ frac {R_s} {r}} + \ frac {\ dot {r} ^ 2} {1- \ frac {R_s} {r} } + \ frac {h ^ 2} {r ^ 2} = 0 [/ matemáticas]
Multiplica por ese denominador, para obtener:
[matemáticas] \ displaystyle -c ^ 2k ^ 2 + \ dot {r} ^ 2 + \ frac {h ^ 2} {r ^ 2} \ left (1- \ frac {R_s} {r} \ right) = 0 [/matemáticas]
Entonces:
[matemáticas] \ displaystyle \ boxed {\ left (\ frac {dr} {d \ tau} \ right) ^ 2 = c ^ 2k ^ 2 – \ frac {h ^ 2} {r ^ 2} \ left (1- \ frac {R_s} {r} \ right)} [/ math]
Por conveniencia, ahora hacemos una serie de cambios a [math] \ dot {r}. [/ Math]
En primer lugar, decidimos que nos importa más cómo [matemática] r [/ matemática] cambia con [matemática] \ phi [/ matemática], que cómo cambia con [matemática] \ tau [/ matemática]:
[matemáticas] \ displaystyle \ frac {dr} {d \ tau} = \ frac {dr} {d \ phi} \ frac {d \ phi} {d \ tau} = \ frac {dr} {d \ phi} \ dot {\ phi} = \ frac {h} {r ^ 2} \ frac {dr} {d \ phi} [/ math]
¡El siguiente paso no es obvio, pero simplifica las matemáticas! Recordamos que en la mecánica newtoniana, a menudo era más fácil hablar sobre los cambios en [matemáticas] \ frac {1} {r} [/ matemáticas], que en [matemáticas] r [/ matemáticas], por lo tanto, esperamos que esto sea cierto aquí (spoilers – lo es!) Dejamos que [math] u = \ frac {1} {r} [/ math]
Por lo tanto:
[matemáticas] \ displaystyle \ frac {dr} {d \ phi} = \ frac {du} {d \ phi} \ frac {dr} {du} = – r ^ 2 \ frac {du} {d \ phi} [ /matemáticas]
Donde supuse que podía diferenciar [matemática] \ frac {1} {r} [/ matemática], ¡así que salté ese paso!
Por lo tanto tenemos:
[matemáticas] \ displaystyle \ frac {dr} {d \ tau} = \ frac {h} {r ^ 2} \ left (-r ^ 2 \ frac {du} {d \ phi} \ right) = -h \ frac {du} {d \ phi} [/ math]
Por lo tanto, conectando nuestra ecuación y cambiando de [matemáticas] r [/ matemáticas] a [matemáticas] u [/ matemáticas], obtenemos:
[matemáticas] \ displaystyle h ^ 2 \ left (\ frac {du} {d \ phi} \ right) ^ 2 = c ^ 2k ^ 2 – h ^ 2 u ^ 2 \ left (1- {R_s} u \ right )[/matemáticas]
Entonces:
[matemáticas] \ displaystyle \ left (\ frac {du} {d \ phi} \ right) ^ 2 = \ frac {c ^ 2k ^ 2} {h ^ 2} – u ^ 2 + R_s u ^ 3 [/ math ]
Ahora, otro truco que no es intuitivamente obvio (al igual que el cambio a [math] u [/ math]), tomamos la derivada con respecto a [math] \ phi [/ math]:
[matemáticas] \ displaystyle 2 \ frac {du} {d \ phi} \ frac {d ^ 2u} {d \ phi ^ 2} = 0 – 2 u \ frac {du} {d \ phi} + 3R_s u ^ 2 \ frac {du} {d \ phi} [/ math]
Podemos dividir por [math] \ frac {du} {d \ phi} [/ math] (estrictamente hablando, debe asegurarse de incluir [math] u = \ text {const} [/ math] como solución, pero en realidad ya está contenido en el resto de la ecuación, ¡así que podemos olvidarlo!)
[matemáticas] \ displaystyle \ frac {d ^ 2 u} {d \ phi ^ 2} = – u + \ frac {3R_s} {2} u ^ 2 [/ matemáticas]
Esta es nuestra ecuación! ¡Esto es lo que hemos sido después de todo este tiempo!
(ÚNASE AQUÍ SI NO LE IMPORTA LA DERIVACIÓN)
Si lo reiniciamos un poco y escribimos [math] R_s [/ math], obtienes:
[matemáticas] \ displaystyle \ boxed {\ frac {d ^ 2 u} {d \ phi ^ 2} + u = \ frac {3GM} {c ^ 2} u ^ 2} [/ math]
Con [matemáticas] u = \ frac {1} {r} [/ matemáticas].
Es en este punto que notamos que el lado izquierdo de esta ecuación es meramente mecánica newtoniana. Si tuviéramos que repetir este proceso en la mecánica newtoniana, esperaríamos que la ecuación para la luz sea:
[matemáticas] \ displaystyle \ frac {d ^ 2 u} {d \ phi ^ 2} + u = 0 [/ matemáticas]
Eso es porque resuelve dar:
[matemáticas] \ displaystyle u = A \ cos (\ phi + \ theta_0) [/ matemáticas]
Lo que significa:
[matemáticas] \ displaystyle r = \ frac {b} {\ sin {\ phi}} [/ matemáticas]
Esta es la ecuación de una línea recta en coordenadas polares, con el enfoque más cercano [matemática] b [/ matemática].
Esta es la afirmación de que la luz se mueve en línea recta.
Sin embargo, en la relatividad general, tenemos ese término adicional a la derecha: [matemática] \ frac {3GM} {c ^ 2} u ^ 2 [/ matemática], ¡que es solo cero cuando no hay masa!
Ahora – [matemática] c [/ matemática] es grande, y en general [matemática] M [/ matemática] es bastante pequeña (según los estándares GR), por lo que a menudo podemos aproximarla a cero, lo que explica por qué se pensaba ¡sé correcto por tanto tiempo!
Suponemos que estamos en el límite de que este término es bastante pequeño, por lo que el camino de la luz es casi recto.
Entonces podemos adivinar que:
[matemática] \ displaystyle u = u_ {recta} + \ Delta u_ {curva} [/ matemática]
[matemáticas] \ displaystyle u = \ frac {\ sin {\ phi}} {b} + \ Delta u [/ math]
Luego podemos conectar esta suposición nuevamente en nuestra ecuación, para descubrir qué es [math] \ Delta u [/ math].
[matemáticas] \ displaystyle \ frac {d ^ 2 (u_ {straight} + \ Delta u)} {d \ phi ^ 2} + u_ {straight} + \ Delta u = \ frac {3GM} {c ^ 2} ( u_ {straight} + \ Delta u) ^ 2 [/ math]
Recordamos que:
[matemáticas] \ displaystyle \ frac {d ^ 2 u_ {derecho}} {d \ phi ^ 2} + u_ {derecho} = 0 [/ matemáticas]
Entonces podemos tirar esos términos.
También aproximamos que [math] \ Delta u [/ math] es pequeño en comparación con [math] u [/ math], de modo que:
[matemáticas] \ displaystyle (u_ {recto} + \ Delta u) ^ 2 \ aprox. u_ {derecho} ^ 2 [/ matemáticas]
Por lo tanto, nos quedamos con:
[matemáticas] \ displaystyle \ frac {d ^ 2 \ Delta u} {d \ phi ^ 2} + \ Delta u = \ frac {3GM} {c ^ 2 b ^ 2} \ sin ^ 2 {\ phi} [/ matemáticas]
Esto no es particularmente agradable de resolver, pero hay varias formas de simplificarlo. Por ahora, podemos escribir que la respuesta es:
[matemáticas] \ displaystyle \ Delta u = \ frac {3GM} {2c ^ 2b ^ 2} \ left (1+ \ frac {1} {3} \ cos (2 \ phi) \ right) [/ math]
Por lo tanto, hemos descubierto que, para los pequeños [matemáticos] M [/ matemáticos], el camino recorrido por el espacio por un fotón viene dado por:
[matemáticas] \ displaystyle \ boxed {u = \ frac {\ sin {\ phi}} {b} + \ frac {3GM} {c ^ 2 b ^ 2} \ left (1+ \ frac {1} {3} \ cos (2 \ phi) \ right)} [/ math]
O:
[matemáticas] \ displaystyle \ boxed {r = \ frac {1} {\ frac {\ sin {\ phi}} {b} + \ frac {3GM} {c ^ 2 b ^ 2} \ left (1+ \ frac {1} {3} \ cos (2 \ phi) \ right)}} [/ math]
Esto ya no es una línea recta
Como puede ver, ¡la inclusión del término GR en el lado derecho introduce soluciones no lineales!
La desviación angular total de la luz cuando pasa esta masa se puede encontrar comparando los límites como [math] r \ to \ infty [/ math]. En este limite:
[matemáticas] \ displaystyle \ Delta \ phi = \ frac {4GM} {c ^ 2 b} [/ matemáticas]
Esta es la desviación total de la luz, cuando pasa un cuerpo de masa (no giratorio) [matemática] M [/ matemática], con una distancia de aproximación más cercana de [matemática] b [/ matemática].
Si calcula este valor para la luz que pasa lo más cerca posible de nuestro sol ([matemáticas] b = R_ {sol} [/ matemáticas]), entonces calcula una desviación de [matemáticas] \ Delta \ phi = 1.75 \ text {arcseconds } [/ matemáticas] [4]
En 1919, Arthur Eddington utilizó un eclipse solar para medir la desviación de la luz de las estrellas de posición conocida [5]. Calculó que la luz que pasaba por la superficie del sol tenía una desviación de:
[matemáticas] \ displaystyle \ Delta \ phi = 1.98 ” \ pm 0.3 ” [/ matemáticas]
O usando un método diferente:
[matemáticas] \ displaystyle \ Delta \ phi = 1.61 ” \ pm 0.4 ” [/ matemáticas]
Estos resultados son consistentes con las predicciones de la relatividad general.
Por lo tanto, confiamos en el modelo de GR, que predice que, según algunas métricas, el camino tomado por la luz no siempre es recto.
Aquí he demostrado la desviación de la luz por la métrica de Schwarzschild, y he demostrado que la luz tiene una desviación angular total
[matemáticas] \ displaystyle \ boxed {\ Delta \ phi = \ frac {4GM} {c ^ 2 b}} [/ math]
Y este valor fue verificado experimentalmente en 1919, y lo ha sido muchas veces desde entonces.
Es esta desviación gravitacional la que conduce a la lente gravitacional y los anillos de Einstein que se ven en las otras respuestas.
Espero que haya sido al menos algo interesante, incluso si fue un diluvio de matemáticas.
Notas al pie
[1] Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften zu Berlin
[2] https://application.wiley-vch.de …
[3] https://arxiv.org/pdf/1105.0109.pdf
[4] https://solarsystem.nasa.gov/pla …
[5] http: //rsta.royalsocietypublishi …