Historie obecné relativity - History of general relativity

Obecná relativita
${\ Displaystyle G _ {\ mu \ nu}+\ Lambda g _ {\ mu \ nu} = {8 \ pi G \ over c^{4}} T _ {\ mu \ nu}}$
Úvod Dějiny Matematická formulace Testy
Základní koncepty Princip ekvivalence Speciální relativita Světová linie Pseudo-Riemannian potrubí
Jevy Keplerův problém Gravitační čočky Gravitační vlny Přetahování snímků Geodetický efekt Horizont událostí Jedinečnost Černá díra Vesmírný čas Časoprostorové diagramy Časoprostor Minkowski Einstein – Rosenův most
Rovnice Formalismy Rovnice Linearizovaná gravitace Einsteinovy ​​rovnice pole Friedmanna Geodetika Mathisson – Papapetrou – Dixon Hamilton – Jacobi – Einstein Formalismy ADM BSSN Post-newtonský Pokročilá teorie Kaluza – Kleinova teorie Kvantová gravitace
Řešení Schwarzschild ( interiér ) Reissner – Nordström Gödel Kerr Kerr – Newman Kasner Lemaître – Tolman Taub-NUT Milne Robertson – Walker pp-vlna van Stockum prach Weyl - Lewis - Papapetrou
Vědci Einstein Lorentz Hilberte Poincaré Schwarzschild de Sitter Reissner Nordström Weyl Eddington Friedman Milne Zwicky Lemaître Gödel Kolář Robertson Bardeen chodec Kerr Chandrasekhar Ehlers Penrose Hawking Raychaudhuri Taylor Hulse van Stockum Taub Nový muž Yau Thorne ostatní
Fyzikální portál  Kategorie
proti t E

Obecná relativita (GR) je gravitační teorie , kterou vytvořil Albert Einstein v letech 1907 až 1915, s přispěním mnoha dalších po roce 1915. Podle obecné relativity pozorovaná gravitační přitažlivost mezi hmotami vyplývá z deformace prostoru a času těmi, kdo masy.

Před příchodem obecné relativity byl Newtonův zákon univerzální gravitace přijímán více než dvě stě let jako platný popis gravitační síly mezi hmotami, přestože sám Newton nepovažoval teorii za konečné slovo o povaze gravitace . Během století od Newtonovy formulace odhalilo pečlivé astronomické pozorování nevysvětlitelné rozdíly mezi teorií a pozorováními. Podle Newtonova modelu byla gravitace výsledkem přitažlivé síly mezi hmotnými objekty. Ačkoli i Newtonovi vadila neznámá povaha této síly, základní rámec byl při popisu pohybu mimořádně úspěšný.

Experimenty a pozorování však ukazují, že Einsteinův popis odpovídá za několik efektů, které Newtonův zákon nevysvětluje, jako jsou drobné anomálie na oběžných drahách Merkuru a dalších planet. Obecná relativita také předpovídá nové gravitační efekty, jako jsou gravitační vlny , gravitační čočky a gravitační účinek na čas známý jako gravitační dilatace času . Mnoho z těchto předpovědí bylo potvrzeno experimentem nebo pozorováním, zatímco jiné jsou předmětem probíhajícího výzkumu.

Obecná relativita se vyvinula v základní nástroj moderní astrofyziky. Poskytuje základ pro současné chápání černých děr, oblastí vesmíru, kde je gravitační přitažlivost tak silná, že neunikne ani světlo. Předpokládá se, že jejich silná gravitace je zodpovědná za intenzivní záření vyzařované určitými typy astronomických objektů (jako jsou aktivní galaktická jádra nebo mikroquasary). Obecná relativita je také součástí rámce standardního modelu kosmologie Velkého třesku.

Tvorba obecné relativity

Počáteční vyšetřování

Jak později řekl Einstein, důvodem pro rozvoj obecné relativity byla preference setrvačného pohybu ve speciální relativitě , zatímco teorie, která od počátku nedává přednost žádnému konkrétnímu stavu pohybu, se mu zdála uspokojivější. Takže zatímco Einstein ještě v roce 1907 pracoval na patentovém úřadě, měl to, co by nazval svou „nejšťastnější myšlenkou“. Uvědomil si, že princip relativity lze rozšířit na gravitační pole.

V důsledku toho v roce 1907 napsal článek (publikovaný v roce 1908) o zrychlení podle speciální relativity. V tomto článku tvrdil, že volný pád je opravdu setrvačný pohyb a že pro pozorovatele s volným pádem musí platit pravidla speciální relativity. Tento argument se nazývá princip ekvivalence . Ve stejném článku Einstein také předpověděl fenomén gravitační dilatace času .

V roce 1911 publikoval Einstein další článek rozšiřující článek z roku 1907. Tam se zamyslel nad případem rovnoměrně zrychleného boxu, který není v gravitačním poli, a poznamenal, že to bude k nerozeznání od boxu, který sedí stále v neměnném gravitačním poli. Pomocí speciální relativity zjistil, že rychlost hodin v horní části krabice zrychlující nahoru bude vyšší než rychlost hodin ve spodní části. Dochází k závěru, že rychlosti hodin závisí na jejich poloze v gravitačním poli a že rozdíl v rychlosti je úměrný gravitačnímu potenciálu k první aproximaci.

Rovněž bylo předpovězeno vychýlení světla masivními těly. Ačkoli aproximace byla hrubá, umožnila mu vypočítat, že průhyb je nenulový. Německý astronom Erwin Finlay-Freundlich propagoval Einsteinovu výzvu vědcům z celého světa. To přimělo astronomy detekovat vychýlení světla během zatmění Slunce a dalo Einsteinovi jistotu, že skalární gravitační teorie navržená Gunnarem Nordströmem byla nesprávná. Skutečná hodnota výchylky, kterou vypočítal, však byla faktorem dva příliš malá, protože aproximace, kterou použil, nefunguje dobře u věcí pohybujících se blízko rychlosti světla. Když Einstein dokončil úplnou teorii obecné relativity, napravil by tuto chybu a předpověděl správné množství vychýlení světla sluncem.

Další z Einsteinových pozoruhodných myšlenkových experimentů o povaze gravitačního pole je rotující disk (varianta Ehrenfestova paradoxu ). Představil si pozorovatele, který provádí experimenty na otočném talíři. Poznamenal, že takový pozorovatel by našel jinou hodnotu pro matematickou konstantu π, než jakou předpovídala euklidovská geometrie. Důvodem je, že poloměr kruhu by byl změřen nesjednaným pravítkem, ale podle speciální relativity se obvod zdá být delší, protože by se pravítko stáhlo. Protože Einstein věřil, že fyzikální zákony jsou místní, popsané místními poli, došel z toho k závěru, že časoprostor lze lokálně zakřivit. To ho vedlo ke studiu riemannovské geometrie a k formulaci obecné relativity v tomto jazyce.

Rozvoj obecné relativity

Eddingtonova fotografie zatmění Slunce, která potvrdila Einsteinovu teorii, že se světlo „ohýbá“.

The New York Times informoval o potvrzení „Einsteinovy ​​teorie“ (konkrétně ohybu světla gravitací) na základě pozorování zatmění 29. května 1919 v Principe (Afrika) a Sobral (Brazílie) poté, co byly nálezy předloženy 6. listopadu 1919 společné setkání Královské společnosti a Královské astronomické společnosti v Londýně . ( Celý text )

V roce 1912 se Einstein vrátil do Švýcarska, aby přijal profesuru na své alma mater , ETH Curych . Poté, co se vrátil do Curychu, okamžitě navštívil svého starého spolužáka z ETH Marcela Grossmanna , nyní profesora matematiky, který ho seznámil s riemannovskou geometrií a obecněji s diferenciální geometrií . Na doporučení italského matematika Tullia Levi-Civity začal Einstein zkoumat užitečnost obecné kovariance (v podstatě použití tenzorů ) pro svou gravitační teorii. Chvíli si Einstein myslel, že s přístupem jsou problémy, ale později se k němu vrátil a koncem roku 1915 publikoval svou obecnou teorii relativity v podobě, v jaké se používá dnes. Tato teorie vysvětluje gravitaci jako zkreslení struktury časoprostoru hmotou, ovlivňující setrvačný pohyb jiné hmoty.

Během první světové války, dílo Central Powers vědců byla k dispozici pouze pro Central Powers akademiků, národních bezpečnostních důvodů. Některé z Einsteinových prací se dostaly do Velké Británie a Spojených států díky úsilí rakouského Paula Ehrenfesta a fyziků v Nizozemsku, zejména nositele Nobelovy ceny za rok 1902 Hendrika Lorentze a Willema de Sittera z Leidenské univerzity . Po skončení války Einstein udržoval svůj vztah s univerzitou v Leidenu a přijal smlouvu jako mimořádný profesor ; po dobu deseti let, od roku 1920 do roku 1930, pravidelně cestoval do Nizozemska přednášet.

V roce 1917 přijalo několik astronomů Einsteinovu výzvu z roku 1911 z Prahy. Mount Wilson Observatory v Kalifornii, USA, zveřejnila sluneční spektroskopické analýzy, které nevykazovaly žádné gravitační rudý posuv. V roce 1918 Lickova observatoř , rovněž v Kalifornii, oznámila, že také vyvrátila Einsteinovu předpověď, ačkoli její zjištění nebyla zveřejněna.

V květnu 1919 však tým vedený britským astronomem Arthurem Stanleym Eddingtonem tvrdil, že potvrdil Einsteinovu předpověď gravitačního vychýlení světla hvězd sluncem při fotografování zatmění Slunce s dvojí expedicí v Sobralu , severní Brazílii a Príncipe , západoafrickém ostrov. Nositel Nobelovy ceny Max Born ocenil obecnou relativitu jako „největší výkon lidského myšlení o přírodě“; kolega laureát Paul Dirac byl citován s tím, že to byl „pravděpodobně největší vědecký objev, jaký byl kdy učiněn“.

Existují tvrzení, že zkoumání konkrétních fotografií pořízených na Eddingtonově expedici ukázalo, že experimentální nejistota je srovnatelná se stejnou velikostí, jakou prokázal účinek, který Eddington tvrdil, a že britská expedice z roku 1962 dospěla k závěru, že metoda je ze své podstaty nespolehlivá. Vychýlení světla během zatmění Slunce bylo potvrzeno pozdějšími, přesnějšími pozorováními. Někteří nesnášeli slávu nováčka, zejména mezi některými nacionalistickými německými fyziky, kteří později založili hnutí Deutsche Physik (Německá fyzika).

Obecná kovariance a argument díry

V roce 1912 Einstein aktivně hledal teorii, ve které byla gravitace vysvětlována jako geometrický jev. Na naléhání Tullio Levi-Civita začal Einstein zkoumáním použití obecné kovariance (což je v podstatě použití tenzorů zakřivení ) k vytvoření gravitační teorie. V roce 1913 však Einstein od tohoto přístupu upustil a tvrdil, že je na základě „ argumentu díry “ nekonzistentní . V roce 1914 a hodně z roku 1915 se Einstein pokoušel vytvořit polní rovnice založené na jiném přístupu. Když se ukázalo, že tento přístup je nekonzistentní, Einstein přehodnotil koncept obecné kovariance a zjistil, že argument díry byl chybný.

Vývoj Einsteinových rovnic pole

Když si Einstein uvědomil, že obecná kovariance je udržitelná, rychle dokončil vývoj polních rovnic, které jsou po něm pojmenovány. Udělal však nyní slavnou chybu. Polní rovnice, které publikoval v říjnu 1915, byly

${\ Displaystyle R _ {\ mu \ nu} = T _ {\ mu \ nu} \,}$,

kde je Ricci tensor a energeticky hybnost tensor . To předpověděl bez možnosti Newtonovy přísluní precese z Merkuru , a tak se Einstein velmi vzrušený. Brzy se však zjistilo, že jsou v rozporu s místní ochranou energie - hybnosti, pokud vesmír nemá konstantní hustotu hmotnost - energie - hybnost. Jinými slovy, vzduch, skála a dokonce i vakuum by měly mít stejnou hustotu. Tato nesrovnalost s pozorováním poslala Einsteina zpět na rýsovací prkno a 25. listopadu 1915 Einstein představil aktualizované Einsteinovy ​​rovnice pole Pruské akademii věd : ${\ displaystyle R _ {\ mu \ nu}}$${\ displaystyle T _ {\ mu \ nu}}$

${\ Displaystyle R _ {\ mu \ nu}-{1 \ přes 2} Rg _ {\ mu \ nu} = T _ {\ mu \ nu}}$,

kde je Ricci skalární a metrický tensor . Se zveřejněním polních rovnic se problém stal jedním z jejich řešení pro různé případy a interpretace řešení. Toto a experimentální ověření od té doby dominuje výzkumu obecné relativity. ${\ displaystyle R}$${\ displaystyle g _ {\ mu \ nu}}$

Einstein a Hilbert

Ačkoli se Einsteinovi připisuje nalezení rovnic pole, německý matematik David Hilbert je publikoval v článku před Einsteinovým článkem. To má za následek obvinění z plagiátorství vůči Einsteinovi, i když ne od Hilberta, a tvrzení, že polní rovnice by se měly nazývat „Einstein – Hilbertovy rovnice pole“. Hilbert však netlačil na svůj nárok na prioritu a někteří tvrdili, že Einstein předložil správné rovnice předtím, než Hilbert upravil svou vlastní práci, aby je zahrnul. To naznačuje, že Einstein nejprve vyvinul správné polní rovnice, ačkoli Hilbert k nim mohl později dojít nezávisle (nebo se o nich dokonce dozvěděl později prostřednictvím své korespondence s Einsteinem). Jiní však tato tvrzení kritizovali.

Sir Arthur Eddington

V prvních letech po vydání Einsteinovy ​​teorie propůjčil Sir Arthur Eddington svou značnou prestiž v britském vědeckém establishmentu ve snaze podpořit práci tohoto německého vědce. Protože teorie byla tak složitá a abstrakční (i dnes je populárně považována za vrchol vědeckého myšlení; v raných letech to bylo ještě více), proslýchalo se, že jí rozumějí pouze tři lidé na světě. O tom byla osvěcující, i když pravděpodobně apokryfní anekdota. Jak uvádí Ludwik Silberstein , během jedné z Eddingtonových přednášek se zeptal „profesore Eddingtone, musíte být jedním ze tří lidí na světě, kteří rozumí obecné relativitě“. Eddington se odmlčel, nemohl odpovědět. Silberstein pokračoval „Nebuď skromný, Eddingtone!“ Nakonec Eddington odpověděl: „Naopak se snažím přemýšlet, kdo je třetí osoba.“

Řešení

Schwarzschildovo řešení

Protože jsou rovnice pole nelineární , Einstein předpokládal, že jsou neřešitelné. Nicméně, Karl Schwarzschild objeven v roce 1915 a publikoval v roce 1916 přesné řešení pro případ sféricky symetrického časoprostoru obklopující masivní objekt ve sférických souřadnicích . Toto je nyní známé jako řešení Schwarzschild . Od té doby bylo nalezeno mnoho dalších přesných řešení.

Rozpínající se vesmír a kosmologická konstanta

V roce 1922 Alexander Friedmann našel řešení, ve kterém se vesmír může rozpínat nebo smršťovat, a později Georges Lemaître odvodil řešení pro rozpínající se vesmír. Einstein však věřil, že vesmír je zjevně statický, a protože statická kosmologie nebyla podporována obecnými relativistickými rovnicemi pole, přidal do rovnic pole kosmologickou konstantu Λ, která se stala

${\ Displaystyle R _ {\ mu \ nu}-{1 \ přes 2} Rg _ {\ mu \ nu}+\ Lambda g _ {\ mu \ nu} = T _ {\ mu \ nu}}$.

To umožnilo vytvoření řešení v ustáleném stavu , ale byly nestabilní: sebemenší narušení statického stavu by mělo za následek rozpínání nebo smršťování vesmíru. V roce 1929 našel Edwin Hubble důkazy pro myšlenku, že se vesmír rozpíná. Výsledkem bylo, že Einstein upustil kosmologickou konstantu a označoval ji za „největší chybu v mé kariéře“. V té době to byla ad hoc hypotéza o přidání kosmologické konstanty, protože to bylo zamýšleno pouze pro ospravedlnění jednoho výsledku (statický vesmír).

Přesnější řešení

Průběh řešení polních rovnic a porozumění řešením stále pokračuje. Řešení pro sféricky symetrický nabitý předmět objevil Reissner a později znovu objevil Nordström a nazývá se řešení Reissner – Nordström . Aspekt černé díry Schwarzschildova řešení byl velmi kontroverzní a Einstein nevěřil, že by singularity mohly být skutečné. V roce 1957 (dva roky po Einsteinově smrti v roce 1955) však Martin Kruskal zveřejnil důkaz, že Schwarzschildovo řešení vyžaduje černé díry. Řešení pro rotující masivní objekt navíc získal Roy Kerr v 60. letech minulého století a nazývá se Kerrovo řešení . O několik let později bylo publikováno řešení Kerr – Newman pro rotující, nabitý masivní objekt.

Testování teorie

První důkaz na podporu obecné relativity pocházel z její správné predikce anomální rychlosti precese oběžné dráhy Merkuru. Následně expedice Arthura Stanleyho Eddingtona z roku 1919 potvrdila Einsteinovu předpověď vychýlení světla Sluncem během úplného zatmění Slunce 29. května 1919 , což pomohlo upevnit stav obecné relativity jako životaschopné teorie. Od té doby mnoho pozorování prokázalo shodu s předpověďmi obecné relativity. Patří sem studie binárních pulsarů , pozorování rádiových signálů procházejících údem Slunce a dokonce i globální polohovací systém .

První snímek horizontu událostí černé díry ( M87* ) zachycený dalekohledem Event Horizon Telescope

Tato teorie předpovídá gravitační vlny , což jsou zvlnění zakřivení časoprostoru, které se šíří jako vlny a cestují ven ze zdroje. První pozorování gravitačních vln , který přišel z fúze dvou černých děr , byla provedena dne 14. září 2015 o Advanced LIGO týmu, potvrzující další predikce teorie 100 let poté, co byl publikován.

První snímek černé díry, supermasivní ve středu galaxie Messier 87 , zveřejnila 10. dubna 2019 společnost Event Horizon Telescope Collaboration .

Alternativní teorie

Byly provedeny různé pokusy najít modifikace obecné relativity. Nejslavnější z nich jsou Brans-Dickeova teorie (také známá jako teorie skalárního tenzoru ) a Rosenova bimetrická teorie . Obě tyto teorie navrhovaly změny v polních rovnicích obecné relativity a obě trpí těmito změnami, které umožňují přítomnost bipolárního gravitačního záření. V důsledku toho byla Rosenova původní teorie vyvrácena pozorováním binárních pulsarů. Pokud jde o Brans – Dicke (který má laditelný parametr ω takový, že ω = ∞ je stejný jako obecná relativita), množství, o které se může lišit od obecné relativity, bylo těmito pozorováními vážně omezeno.

Obecná relativita je navíc v rozporu s kvantovou mechanikou , fyzikální teorií, která popisuje dualitu vln a částic hmoty, a kvantová mechanika v současné době nepopisuje gravitační přitažlivost v příslušných (mikroskopických) měřítcích. Ve fyzikální komunitě existuje velké množství spekulací o modifikacích, které by mohly být potřebné jak pro obecnou relativitu, tak pro kvantovou mechaniku, aby byly důsledně sjednoceny. Spekulativní teorie, která spojuje obecnou relativitu a kvantovou mechaniku, se obvykle nazývá kvantová gravitace . Mezi její prominentní příklady patří teorie strun a smyčková kvantová gravitace .

Zlatý věk

Kip Thorne označuje „zlatý věk obecné relativity“ za období zhruba od roku 1960 do roku 1975, během kterého studium obecné relativity , které bylo dříve považováno za něco kuriozitního, vstoupilo do hlavního proudu teoretické fyziky . Během tohoto období bylo představeno mnoho konceptů a termínů, které nadále inspirují představivost výzkumníků gravitace a široké veřejnosti, včetně černých děr a „ gravitační singularity “. Současně v úzce souvisejícím vývoji vstoupilo studium fyzikální kosmologie do hlavního proudu a Velký třesk se stal dobře zavedeným.

Fulvio Melia ve své knize Cracking the Einstein Code často odkazuje na „zlatý věk relativity“ . V roce 1962 uspořádal Andrzej Trautman ve Varšavě konferenci o relativitě, na kterou Melia odkazuje:

Obecná relativita se velmi úspěšně přesunula z tohoto setkání ve Varšavě, které bylo žhavé na experimentu Pound – Rebka , a vstoupila do svého zlatého věku objevu, který trval do poloviny 70. let minulého století.

Roy Kerr, hlavní hrdina knihy, přispěl doslovem a řekl o knize: „Je to pozoruhodný kus psaní, který krásně zachycuje období, které nyní označujeme jako zlatý věk relativity.“

Viz také

• Přispěvatelé obecné relativity
• Zlatý věk kosmologie
• Zlatý věk fyziky
• Machův princip
• WK Clifford#Předtucha relativity

Reference

Bibliografie

externí odkazy

• Práce související s The Foundation of the Generalized Theory of Relativity na Wikisource