Teoria da Relatividade de Einstein: Tudo o que precisa de saber num artigo

As teorias de Einstein sobre a relatividade foram revolucionárias e altamente influentes. Um século mais tarde e ainda estão a ser realizadas experiências para as testar.

A teoria da relatividade de Einstein
A teoria da relatividade de Einstein

Albert Einstein (1879 – 1955) é o que se poderia chamar um “nome doméstico”, e por uma boa razão. Graças às imensas contribuições que fez ao longo da sua vida em vários campos da ciência, o nome Einstein tornou-se sinónimo de génio.

A imagem do cientista de cabelo branco com a atitude peculiar também surgiu por causa dele. Mesmo aqueles que não são bem versados em física, cosmologia ou mecânica quântica devem reconhecer o termo relatividade (ou a elegante equação E=mc²).

Esta teoria, que revolucionou a nossa compreensão do universo, é sem dúvida a contribuição mais profunda e duradoura de Einstein. E embora a relatividade tenha sido proposta há mais de um século, ainda hoje está a ser testada e verificada. Mas primeiro, um pouco de fundo…

O que é talvez menos conhecido é que Einstein não cunhou o termo relatividade. O mérito disto vai para Galileo Galilei (1564-1642), que propôs o conceito (também conhecido como invariância Galileu) para defender o modelo heliocêntrico do universo.

O navio do Galileo

Como parte da sua promoção do modelo heliocêntrico, Galileu argumentou que as leis do movimento são as mesmas em todos os quadros inercial. Isto ficou conhecido como relatividade Galileu (ou invariância), que se resume como se segue:

“[A]Dois observadores movendo-se a uma velocidade e direcção constantes em relação um ao outro obterão os mesmos resultados em todas as experiências mecânicas”.

Ele descreveu este princípio pela primeira vez em 1632 no seu tratado Diálogo sobre os Dois Principais Sistemas Mundiais , que foi a sua defesa do modelo heliocêntrico de Copérnico. Para ilustrar isto, utilizou o exemplo de um navio que navega a uma velocidade constante em águas calmas.

Para um observador abaixo do convés, argumentou Galileu, não seria claro se o navio estava em movimento ou estacionário. Além disso, se a pessoa no convés largasse uma bola no seu pé, pareceria estar a cair a direito (quando de facto estaria a avançar com o navio ao cair).

Este argumento era uma forma de mostrar como a Terra poderia estar a mover-se através do espaço (ou seja, orbitando o Sol), mas os observadores em pé na sua superfície não estariam imediatamente cientes disso.

Do mesmo modo, diz-se que Galileu realizou experiências com corpos em queda, nas quais deixou cair bolas de diferentes massas da torre inclinada de Pisa.

Embora esta história seja considerada apócrifa, Galileu observou que objectos com massas diferentes caem ao chão à mesma velocidade quando libertados de um ponto elevado.

Isto era contrário ao pensamento convencional (aristotélico) de que a velocidade a que um objecto caía dependia da sua massa. Galileu também acrescentou que os objectos manteriam a sua velocidade a menos que uma força externa impedisse essa velocidade.

Estas observações inspiraram o polimata britânico Isaac Newton, que combinou estas observações num único sistema que permaneceria uma convenção aceite durante séculos (posteriormente conhecido como Newtonian physics).

A maçã de Newton

No final do século XVII, Sir Isaac Newton (1642 – 1726/27) utilizou este princípio e as observações de Galileu sobre a gravidade para desenvolver as suas Três Leis do Movimento e a sua Lei da Gravitação Universal. As Três Leis afirmam que:

As três leis de Newton estenderam efectivamente a gravidade para além da terra, argumentando que a mesma força que provoca a queda de uma maçã de uma árvore também faz com que a lua orbite a terra e os planetas orbitem o sol.

A gravitação universal afirma que cada corpo no universo atrai outros corpos com uma força directamente proporcional ao produto das suas massas e inversamente proporcional ao quadrado da distância entre eles.

Matematicamente, isto é expresso como F = G m1m2/r², onde F é a força gravitacional entre dois objectos, m1 e m2 são as massas dos objectos, r é a distância entre eles, e G é a constante gravitacional.

Estas teorias continham invariavelmente duas conclusões sobre a natureza do espaço e do tempo. Em primeiro lugar, que uma moldura inercial é um ponto de referência para um “espaço absoluto”. Segundo, que todos os quadros de inércia partilham um tempo universal. Por outras palavras, o tempo e o espaço são absolutos e separados.

Foi apenas no final do século XIX e início do século XX que a física newtoniana se deparou com sérios problemas. Graças a numerosas descobertas no campo da física atómica e subatómica, a natureza da matéria e da energia, o tempo e o espaço foram postos em causa.

No final, era um físico teórico que vivia na Suíça (e trabalhava num gabinete de patentes) que deveria oferecer uma teoria que se revelasse revolucionária. Foi nada mais nada menos que Albert Einstein, cuja teoria da relatividade consistia em duas partes.

A primeira, a sua Teoria Especial da Relatividade, tratava do electromagnetismo e do comportamento da luz (em termos de espaço e tempo). A segunda, Relatividade Geral, tratava de campos gravitacionais (em relação ao espaço e ao tempo).

Teoria especial da relatividade

Em 1905, Einstein experimentou aquilo a que chamou o seu annus mirabilis (“ano miraculoso”), no qual publicou vários documentos inovadores enquanto trabalhava no gabinete de patentes em Berna, Suíça.

Anteriormente, os cientistas tinham lutado com as inconsistências entre a física Newtoniana e as leis do electromagnetismo (parte da mecânica quântica emergente).

Estas foram moldadas pelo trabalho dos físicos James Clerk Maxwell (1831-1879) e Hendrik Antoon Lorentz (1853-1928) – especificamente, pelas equações de Maxwell e lei do poder de Lorentz.

As equações de Maxwell são um conjunto de equações diferenciais que fornecem um modelo matemático para o comportamento da electricidade, magnetismo, e fenómenos relacionados. Essencialmente, expressam como os campos eléctricos e magnéticos flutuantes se propagam com uma velocidade constante (c) no vácuo.

A força de Lorentz, por outro lado, descreve a força electromagnética sobre uma partícula carregada à medida que esta se desloca através de um campo eléctrico e magnético. Embora estes campos de investigação descrevessem com precisão o comportamento das ondas eléctricas e magnéticas, não eram compatíveis com a física newtoniana – que ainda era dominante na altura.

Estas inconsistências tornaram-se particularmente claras quando se tratava de como a luz se movia de um ponto para outro. No século XIX, os cientistas tinham conseguido calcular a velocidade da luz com base em experiências com ondas electromagnéticas.

Isto levou à percepção de que a luz é de facto uma onda electromagnética e comporta-se de forma semelhante. Infelizmente, isto colocava uma série de problemas teóricos. Como qualquer outro tipo de onda (por exemplo, som), o fenómeno exigiria um meio para se propagar.

No início do século XX, o consenso científico era de que a luz viaja através de um meio em movimento no espaço e é, portanto, arrastada por esse meio. Para explicar isto, os cientistas postularam que o espaço estava preenchido com um misterioso “éter luminoso”.

Em suma, isto significava que a velocidade da luz – 299.792.458 m/s (300.000 km/s; 186.000 mps) – era a soma da sua velocidade através do éter mais a velocidade desse éter. Por outras palavras, a velocidade (medida) da luz não era absoluta e dependia do meio em que se propagava.

Uma consequência disto foi que ou o próprio éter seria transportado através do movimento da matéria ou transportado com ela. Infelizmente, isto não foi consistente com os resultados experimentais e colocou numerosos problemas teóricos.

Por exemplo, a experiência Fizeau Water Tube Experiment (1851) mediu a velocidade da luz à medida que esta passava pela água. Se a teoria actual da propagação da luz estivesse correcta, a experiência teria mostrado uma redução significativa da velocidade.

E embora os resultados tenham mostrado que a leve viagem através de um meio está sujeita a arrasto, o efeito não foi quase tão grande como se esperava. Outras experiências produzidas tiveram resultados semelhantes, tais como (1)a hipótese de (1)Fresnel de ser parcialmente arrastado por éter(2) e as experiências de Sir George Stokes.

Isto deixou os cientistas a coçar a cabeça. Em 1905, Einstein abordou estas inconsistências com o seu trabalho seminal ” On the Electrodynamics of Moving Bodies“.

Nele, Einstein argumentou que a velocidade da luz (c) é constante num vácuo, independentemente da moldura inercial da fonte ou do observador. Isto ficou conhecido como a Teoria Especial da Relatividade de Einstein, muitas vezes resumida pela simples equação E=mc² (onde E significa energia, m significa massa, e c significa velocidade da luz).

Esta teoria iria inverter séculos de ortodoxia científica e seria pioneira pela sua simplicidade e pela forma como resolvia as contradições entre o electromagnetismo e a mecânica clássica.

Por um lado, ela reconciliou as equações de Maxwell para a electricidade e magnetismo com as leis da mecânica newtoniana. Também simplificou a matemática, dispensando explicações supérfluas e tornando desnecessária a existência de um éter.

A teoria de Einstein também introduziu a ideia de que à medida que um objecto se aproxima da velocidade da luz, ocorrem grandes mudanças no que diz respeito ao espaço-tempo. Isto inclui a dilatação do tempo, em que a percepção do tempo abranda para o observador quanto mais próximo ele se aproxima de c.

Tudo isto serviria para virar a mecânica clássica sobre a sua cabeça. Enquanto o pensamento convencional pressupunha que a matéria e a energia eram separadas, a teoria de Einstein propunha essencialmente que ambas eram expressões da mesma realidade.

Por outras palavras, não se pode mover pelo espaço sem também se mover pelo tempo.

Teoria Geral da Relatividade

Entre 1907 e 1915, Einstein começou a considerar como a sua teoria especial da relatividade poderia ser aplicada aos campos gravitacionais. Este foi outro obstáculo para os cientistas modernos, que começaram a notar que a lei da gravitação universal de Newton tinha limitações.

Mais uma vez, graças a avanços no campo do electromagnetismo, foram encontradas inconsistências. Por exemplo, em 1865 James Clerk Maxwell publicou o seu principal trabalho ” A dynamic theory of the electromagnetic field“.

No final deste artigo, ele fez os seguintes comentários sobre a gravitação:

No entanto, Maxwell apercebeu-se de que isto levantava um paradoxo. Basicamente, a atracção de corpos semelhantes significaria que a energia do meio circundante diminuiria na presença destes meios de comunicação. Sem encontrar uma causa para a gravidade, Maxwell admitiu que não era capaz de resolver isto.

Em 1900 e 1905, Lorentz e o matemático Henri Poincaré teorizaram que a gravidade poderia estar relacionada com a propagação da luz, o que era o mesmo que Einstein acabaria por argumentar com a sua teoria geral da relatividade.

Em 1907, Einstein publicou o primeiro de uma série de artigos que tentariam esclarecer estas questões. Intitulado ” On the Principle of Relativity and the Conclusions Drawn Therefrom“, Einstein abordou a forma como a regra da relatividade especial poderia também aplicar-se à aceleração.

Neste trabalho, Einstein propôs o princípio da equivalência, que afirma que a massa gravitacional é idêntica à massa inercial. Para ilustrar, afirmou que a aceleração dos corpos em direcção ao centro da terra a uma velocidade de 1 g (g = 9,81 m/s2) é equivalente à aceleração de um corpo em movimento inercial que seria observado num foguete no espaço livre acelerando a uma velocidade de 1g.  Assim, a queda livre é na realidade inércia e o observador não experimenta nenhum campo gravitacional como resultado.

A este respeito, Einstein argumentou que o espaço e o tempo – que a física clássica também afirmava serem separados – eram duas expressões da mesma coisa.

Em 1911, Einstein expandiu-se no seu papel de 1907 com um novo papel intitulado “Sobre a Influência da Gravitação na Propagação da Luz”. Nele, ele previu que um objecto que se afastasse de uma fonte gravitacional experimentaria um tempo mais rápido do que um objecto sentado imóvel num campo gravitacional imutável.

Este fenómeno é conhecido como dilatação gravitacional do tempo, onde a percepção do tempo difere dependendo da distância do observador de uma massa gravitacional ou da posição dentro de um campo gravitacional.

No mesmo artigo ele previu a difracção da luz num campo gravitacional e o desvio gravitacional (também conhecido como Doppler shift). A primeira é uma consequência do princípio da equivalência, em que a passagem da luz é afectada pela curvatura do espaço-tempo e a sua deflexão depende da massa do corpo envolvido.

Esta última diz respeito à luz que deixa um corpo maciço (como uma estrela ou galáxia distante) e é depois deslocada para o extremo vermelho do espectro porque perde energia para escapar a campos gravitacionais (mais sobre isto abaixo).

Estes argumentos foram particularmente influentes porque (ao contrário do que Einstein argumentou em 1907) podiam ser verificados por observações astronómicas. Einstein escreveu vários outros trabalhos que se expandiram sobre as suas teorias da gravidade ao longo dos anos seguintes, e em 1915 já estavam a começar a ser aceites.

Desde essa altura, a relatividade geral foi confirmada por várias experiências e tornou-se um elemento central da astrofísica moderna. Teria um papel no desenvolvimento de teorias de buracos negros, expansão cósmica, energia negra e outros aspectos da cosmologia moderna.

Como foi testada (e confirmada) a teoria da relatividade?

Resposta curta: Nove maneiras a partir de domingo!

Tanto a Relatividade Especial (SR) como a Relatividade Geral (GR) foram repetidamente testadas e repetidamente confirmadas ao longo do último século.

De facto, mesmo antes da teoria de SR de Einstein, havia uma base experimental para ela (o que acabou por o levar a desenvolver a sua teoria). Além disso, não demorou muito tempo até que os cientistas adoptassem as suas teorias para fazer novos avanços.

Mas foi realmente apenas nas décadas desde que a relatividade foi proposta que as teorias de Einstein foram tão exaustivamente revistas e testadas. De facto, muito do que os astrónomos aprenderam sobre o nosso universo desde que Einstein propôs SR e GR reforçou as suas teorias.

O periélio de Mercúrio

Em primeiro lugar, a GR resolveu um problema que os astrónomos vinham tentando resolver desde 1859, nomeadamente a estranha natureza da órbita de Mercúrio. Durante séculos, os astrónomos confiaram na mecânica newtoniana para calcular a órbita de Mercúrio à volta do Sol.

Embora esta mecânica pudesse explicar a excentricidade da órbita do planeta, não podia explicar porque é que o ponto em que Mercúrio atingiu o periélio (o ponto mais distante da sua órbita) se deslocou em torno do Sol ao longo do tempo.

Este problema foi chamado a “precessão do periélio” de Mercúrio, que não fazia sentido segundo a física clássica, uma vez que, segundo Newton, o ponto do periélio era fixado em qualquer sistema de dois corpos.

Foram propostas várias soluções, mas tenderam a introduzir mais problemas do que os que resolveram. Contudo, a teoria GR de Einstein – na qual a gravidade é mediada pela curvatura do tempo espacial – concordou com a extensão observada da rotação do periélio.

Essa foi uma das primeiras, mas certamente não a última, previsões de Einstein que se tornariam realidade. Aqui estão mais alguns…

Buracos negros e ondas gravitacionais

Uma das previsões da GR é que uma massa suficientemente compacta poderia deformar o espaço-tempo ao ponto de, dentro do seu limite exterior (também conhecido como o horizonte do evento), o tempo cessar e as leis da física se tornarem indistinguíveis.

Uma consequência disto é que a força gravitacional excederia de facto a velocidade da luz, fazendo desta massa compacta o “corpo negro” ideal – o que significa que nenhuma radiação electromagnética (incluindo a luz) poderia escapar-lhe.

Enquanto os cientistas já tinham teorizado sobre tais massas, Karl Schwarzschild foi o primeiro a propor a existência de “buracos negros” como uma solução para a GR. Em 1916, calculou o raio que uma massa teria de atingir para se tornar um buraco negro (posteriormente conhecido como o raio Schwarzschild).

Durante décadas, os buracos negros continuaram a ser uma curiosidade científica. Mas na década de 1960, frequentemente referida como a “Idade de Ouro da Relatividade Geral”, a investigação sobre GR e fenómenos cosmológicos começou a demonstrar a influência dos buracos negros.

Na década de 1970, os astrónomos descobriram que uma fonte de rádio no centro da Via Láctea (Sagitário A*) também tinha um componente brilhante e muito compacto. Juntamente com observações posteriores da área circundante, isto levou à teoria de que Sag A* é na realidade um buraco negro supermassivo (SMBH).

Desde então, os astrónomos têm observado que a maior parte das galáxias maciças têm núcleos igualmente activos que as fazem brilhar brilhantemente nas regiões de rádio, infravermelhos, raios X, e raios gama. Verificou-se mesmo que alguns jactos de material sobreaquecido saem dos seus núcleos e prolongam milhões de anos-luz.

Em 2016, cientistas do Laser Interferometer Gravitational wave Observatory (LIGO) anunciaram que tinham detectado ondas gravitacionais pela primeira vez. Originalmente previsto pela GR, este fenómeno é essencialmente ondulações no espaço-tempo causadas por eventos cataclísmicos.

Estes incluem eventos tais como buracos negros binários ou fusões de estrelas de neutrões, buracos negros que se fundem com estrelas de neutrões, ou colisões entre outros objectos compactos. Desde 2016, vários eventos de ondas gravitacionais têm sido detectados.

Em 10 de Abril de 2019, o projecto científico colaborativo conhecido como The Event Horizon Telescope (EHT) anunciou a primeira imagem directa de sempre do horizonte do evento em torno de uma SMBH – no núcleo de Messier 87.

Constante cosmológica e energia escura

Outra consequência das equações de campo para a relatividade foi que o universo tinha de estar ou num estado de expansão ou num estado de contracção. Por estranho que pareça, isto não foi bem com Einstein, que preferiu acreditar que o universo era estático e estável.

Para contrariar esta situação, Einstein concebeu uma força que “retivesse” a gravidade, assegurando que o universo não entraria em colapso sobre si mesmo. Chamou a esta força a “constante cosmológica”, que foi cientificamente representada pela figura Lamba (Λ).

Mas em 1929, o astrónomo americano Edwin Hubble resolveu o problema graças à sua descoberta de galáxias vizinhas. Depois de medir o seu redshift, ele descobriu que a maioria das galáxias no universo estava a afastar-se da nossa.

Em suma, o universo estava num estado de expansão, cuja velocidade ficou conhecida como a constante Hubble. Einstein aceitou graciosamente a descoberta, afirmando que a constante cosmológica era “o maior erro” da sua carreira.

Nos anos 90, contudo, os astrónomos puderam fazer observações que se debruçaram cada vez mais sobre o cosmos (e, consequentemente, mais para trás no passado). Estas observações pareciam mostrar que o ritmo a que o universo se estava a expandir estava de facto a aumentar.

Segundo a teoria actual, desde o primeiro período observável do universo (cerca de um bilião de anos após o Big Bang) até cerca de dez biliões de anos após o Big Bang, o universo foi dominado pela gravidade e expandiu-se mais lentamente.

Mas há quatro mil milhões de anos atrás, as estruturas de grande escala no universo estavam suficientemente afastadas que a energia negra se tornou a força dominante e tudo começou a afastar-se mais rapidamente. A misteriosa força de Einstein que “reteve a gravidade” tinha sido encontrada!

Provas experimentais para a teoria da relatividade

Desde 1905, centenas de experiências de incrível alcance e variedade foram conduzidas que confirmaram o SR. Estas incluíram várias experiências que confirmaram que a luz é isotrópica (ou seja, tem as mesmas propriedades quando medida em qualquer direcção).

Estes incluem a experiência Michelson-Morley (MMX) de 1887, que foi concebida para medir a velocidade da luz em direcções perpendiculares utilizando um interferómetro – um dispositivo que combina duas fontes de luz para formar um padrão de interferência.

Isto foi para provar o movimento relativo da matéria (neste caso a Terra) através do “éter luminoso”. A experiência foi um fracasso, pois mostrou que não havia diferença significativa entre a velocidade da luz na direcção da órbita da Terra e a velocidade da luz em ângulos rectos.

Experiências semelhantes foram conduzidas ao longo do início do século XX com vários aparelhos e instrumentos de sensibilidade crescente, mas todas produziram o mesmo resultado (nulo).

Na segunda metade do século XX, foram realizadas experiências com lasers para medir a isotropia da luz. Estas experiências envolveram a medição da velocidade unidireccional e orbital da luz e utilizaram tanto objectos estacionários como em movimento.

Estas experiências também produziram resultados zero, o que é consistente com o SR. Em comparação com experiências que não conseguiram confirmar a presença ou influência de um “éter”, a solução de Einstein continua a ser a mais elegante e abrangente até aos dias de hoje.

No que diz respeito à Relatividade Geral (GR), foram realizadas extensas campanhas de observação mostrando os seus efeitos previstos no trabalho. Por exemplo, em 2017 uma equipa de astrónomos europeus mostrou como vinte anos de observações de Sagitário A* – o buraco negro supermassivo (SMBH) no centro da nossa galáxia – confirmaram as previsões de Einstein e GR.

Utilizando dados do Very Large Telescope (VLT) no Observatório Europeu do Sul no Chile e outros telescópios, observaram três estrelas em órbita de Sagitário A* e notaram a sua influência na sua excentricidade.

Descobriram que uma das estrelas (S2) tem uma órbita particularmente elíptica em redor do SMBH, que leva 15,6 anos a completar. No seu ponto mais próximo, situa-se a 120 vezes a distância entre o Sol e a Terra (120 AU). Estes desvios orbitais eram consistentes com a GR.

Efeito de lente gravitacional e redshift

Pouco depois de Einstein ter proposto a sua teoria de como o espaço-tempo se comporta na presença de um campo gravitacional, surgiu uma oportunidade para o testar. Em 1919, os astrónomos sabiam que um eclipse solar total ocorreria a 29 de Maio, o que proporcionou uma oportunidade.

Einstein e o astrónomo alemão Erwin Finlay-Freundlich convidaram cientistas de todo o mundo a testar a GR medindo a deflexão da luz durante este evento.

Sir Arthur Eddington, astrónomo britânico e comunicador científico que soube explicar conceitos como a relatividade, aceitou o desafio e empreendeu uma expedição à Ilha do Príncipe (ao largo da costa da Guiné Equatorial, África).

Durante o eclipse, os raios do sol foram obscurecidos pela presença da lua, revelando as estrelas à sua volta. Eddington tirou fotografias destas estrelas e confirmou que o caminho da sua luz foi deslocado pela influência gravitacional do sol.

Em 7 de Novembro de 1919, The Times publicou os resultados da sua campanha sob o título: ” Revolução na Ciência – Nova Teoria do Universo – Novas Ideias Newtonianas Derrubadas“.

Este efeito, em que a passagem da luz através de um objecto de grandes dimensões é afectada, levou ao método conhecido como “lente gravitacional”. Isto tira partido da presença de um grande objecto celeste (estrelas, galáxias, aglomerados de galáxias, buracos negros, etc.) para observar objectos para além deles.

De facto, os astrónomos descobriram que quando existe um alinhamento quase perfeito entre uma fonte de luz, uma lente gravitacional, e um observador, a luz é deformada num anel – o que é agora chamado de “anel de Einstein”.

Anel duplo Einstein
Anel duplo Einstein

Este efeito tem sido observado regularmente por astrónomos, especialmente através da utilização de telescópios espaciais como Hubble. Um bom exemplo disto ocorreu em 2018 quando uma equipa de cientistas internacionais utilizou um aglomerado de galáxias para olhar para a mais distante estrela única alguma vez observada (chamada Icarus, localizada a 9 mil milhões de anos-luz de distância).

Outra linha de evidência que confirma a relatividade geral é a forma como a radiação electromagnética é esticada pela presença de um campo gravitacional.  Este é o fenómeno conhecido como “redshift”, onde a influência de um campo gravitacional faz com que o comprimento de onda da luz se torne mais longo.

Por outras palavras, a luz que emana de um objecto celestial distante (uma estrela, galáxia ou aglomerado de galáxias) é deslocada para a extremidade vermelha do espectro. A magnitude do desvio vermelho é então utilizada para calcular a massa do campo gravitacional que actua sobre ele.

O Redshift é também comummente utilizado para medir a taxa de expansão do universo, uma vez que a luz de galáxias distantes é esticada pelo espaço interveniente entre a fonte de luz e o observador.

Contudo, foi também utilizado como método para testar a GR; em particular, na observação do comportamento da luz na presença de um buraco negro. Um bom exemplo disto foi também a observação de uma estrela em órbita de Sagitário A*.

A equipa responsável era constituída por membros da colaboração GRAVITY que utilizaram o VLT para observar o S2 ao passar em frente ao buraco negro – o que aconteceu em Maio de 2018. No ponto mais próximo da sua órbita, a estrela estava a 20 mil milhões de quilómetros da SMBH, movendo-se a quase três por cento da velocidade da luz.

De acordo com a GR, a equipa observou um redshift gravitacional que aumentou a aproximação do S2 ao Sagitário A*. O campo gravitacional muito forte do buraco negro esticou o comprimento de onda da luz das estrelas e provocou a sua deslocação para o extremo vermelho do espectro.

Quando Einstein iniciou a sua carreira como físico teórico, entrou num mundo à beira da revolução. As antigas convenções estavam a ser contestadas devido a desacordos com novas descobertas que colocavam todo o tipo de problemas.

Quando morreu, Einstein deixou um legado que é difícil de igualar na história da ciência. Ofereceu uma síntese de teorias antigas e novas e criou uma nova compreensão de como o espaço-tempo, a matéria e a energia interagem.

Além disso, foi pioneiro em descobertas que levariam a muitas mais revoluções na ciência. Hoje, mais de cem anos depois, as suas teorias ainda se mantêm verdadeiras e contribuem para a nossa compreensão do universo.