Precesión de Lense-Thirring
En relatividad general , la precesión Lense-Thirring o el efecto Lense-Thirring ( alemán austriaco: [ˈlɛnsə ˈtɪrɪŋ] ; llamado así por Josef Lense y Hans Thirring ) es una corrección relativista de la precesión de un giroscopio cerca de una gran masa giratoria como la Tierra . . Es un efecto de arrastre del marco gravitomagnético . Es una predicción de la relatividad general consistente en precesiones seculares de la longitud del nodo ascendente y el argumento del pericentrode una partícula de prueba que orbita libremente una masa giratoria central dotada de momento angular .
La diferencia entre la precesión de De Sitter y el efecto Lense-Thirring es que el efecto de De Sitter se debe simplemente a la presencia de una masa central, mientras que el efecto Lense-Thirring se debe a la rotación de la masa central. La precesión total se calcula combinando la precesión de De Sitter con la precesión de Lense-Thirring.
Según un análisis histórico de 2007 realizado por Herbert Pfister, [1] el efecto debería renombrarse como el efecto Einstein -Thirring-Lense.
El campo gravitatorio de un cuerpo esférico giratorio de densidad constante fue estudiado por Lense y Thirring en 1918, en la aproximación de campo débil . Obtuvieron la métrica [2] [3]
Lo anterior es la aproximación en campo débil de la solución completa de las ecuaciones de Einstein para un cuerpo en rotación, conocida como métrica de Kerr , la cual, debido a la dificultad de su solución, no se obtuvo hasta 1965.
El efecto de arrastre de fotogramas se puede demostrar de varias maneras. Una forma es resolver las geodésicas ; estos exhibirán un término similar a la fuerza de Coriolis , excepto que, en este caso (a diferencia de la fuerza de Coriolis estándar), la fuerza no es ficticia, sino que se debe al arrastre del marco inducido por el cuerpo giratorio. Entonces, por ejemplo, una geodésica (instantánea) que cae radialmente en el ecuador satisfará la ecuación [2]