Historie gravitační teorie - History of gravitational theory

Ve fyzice gravitační teorie předpokládají mechanismy interakce řídící pohyby těles s hmotností. Od starověku existuje mnoho gravitačních teorií. První dochované prameny diskutující o těchto teoriích se nacházejí ve starověké řecké filozofii . Tato práce byla podpořena starověkými indickými a středověkými islámskými fyziky , než získala velké pokroky během renesance a vědecké revoluce , které vyvrcholily formulací Newtonova gravitačního zákona . To byl nahrazen Albert Einstein ‚s teorií relativity na počátku 20. století.

Řecký filozof Aristoteles ( fl.  4. století před naším letopočtem ), předpokládá, že objekty mají tendenci k bodu, v důsledku jejich vnitřních gravitas (tíhy). Vitruvius (fl.  1. století př . N. L. ) Pochopil, že objekty padají na základě jejich specifické hmotnosti . V 6. století CE, byzantský Alexandrian učenec John Philoponus upravil Aristotelovu pojetí gravitace s teorií impuls . V 7. století hovořil indický astronom Brahmagupta o gravitaci jako o přitažlivé síle. Ve 14. století a ovlivnění určitými islámskými učenci spojili evropští filozofové Jean Buridan a Albert Saska impuls se zrychlováním a množstvím předmětů. Albert také vyvinul zákon úměrnosti týkající se vztahu mezi rychlostí předmětu ve volném pádu a uplynutým časem.

Na počátku 17. století Galileo Galilei zjistil, že všechny objekty mají tendenci se ve volném pádu zrychlovat stejně. V roce 1632 navrhl základní princip relativity . Existenci gravitační konstanty zkoumali různí badatelé od poloviny 17. století, což pomohlo Isaacovi Newtonovi formulovat jeho zákon univerzální gravitace. Newtonova klasická mechanika byla nahrazena na počátku 20. století, kdy Einstein vyvinul speciální a obecnou teorii relativity . Nosič gravitační síla zůstává outlier při hledání teorie všeho , která různé modely kvantové gravitace jsou kandidáty na.

Starověk

Řecko-římský svět

Jónské řecký filozof Hérakleitos ( c.  535  - c.  475 př.nl ) používal slovo loga ( ‚Slovo‘) popisovat druh práva, která udržuje vesmír v harmonii, pohybující se všechny objekty, včetně hvězd, větru a vln.

Ve 4. století př. N. L. Řecký filozof Aristoteles učil, že neexistuje žádný účinek ani pohyb bez příčiny . Příčina pohybu těžkých těl, jako je prvek země , směrem dolů souvisela s jejich povahou , což způsobilo, že se pohybovaly dolů směrem ke středu vesmíru, což bylo jejich přirozené místo. Naopak lehká tělesa, jako je živel oheň , se svou povahou pohybují vzhůru směrem k vnitřnímu povrchu sféry Měsíce. V Aristotelově systému tedy těžká těla nejsou přitahována k Zemi vnější silou, ale směřují ke středu vesmíru kvůli vnitřní gravitaci nebo těžkosti.

Řecký fyzik Archimédes ze 3. století před naším letopočtem objevil těžiště trojúhelníku. Rovněž předpokládal, že pokud by těžiště dvou stejných hmotností nebyla stejná, byla by umístěna uprostřed čáry, která je spojuje. O dvě století později, římský inženýr a architekt Vitruvius tvrdil v jeho De architectura že gravitace není závislá na váze látce, ale spíše na jeho ‚povahy‘ ( viz specifická hmotnost ):

Pokud se tekutá stříbro nalije do nádoby a položí se na ni kámen o hmotnosti sto liber, plave na hladině a nemůže kapalinu stlačit, ani prorazit, ani ji oddělit. Pokud odstraníme stolibrovou váhu a nasadíme skrupulu zlata, nebude plavat, ale sama se potopí na dno. Proto je nepopiratelné, že gravitace látky nezávisí na množství její hmotnosti, ale na její povaze.

V 6. století n. L. Navrhl byzantský alexandrijský učenec John Philoponus teorii impulsu , která modifikuje Aristotelovu teorii, že „pokračování pohybu závisí na pokračujícím působení síly“ začleněním příčinné síly, která se postupem času zmenšuje.

Indický subkontinent

Shatapatha Brahmana , je hinduistický text psaný na Vedic Sage Yajnavalkya , uvádí, že „slunce struny pro sebe ... světů na niti“. Próza je datována do roku 300 př. N. L., Ale některé prvky pocházejí z dřívějších zdrojů, možná z 10. – 6. Století př. N. L.

Indický matematik / astronom Brahmagupta (c 598 -. C. 668 CE) poprvé popsán gravitace jako atraktivní síly, používat termín „ gurutvākarṣaṇam (गुरुत्वाकर्षणम्) “ popisovat to v heliocentrickém výhledem na sluneční soustavy, jak bylo definováno Aryabhata :

Země na všech svých stranách je stejná; všichni lidé na zemi stojí vzpřímeně a všechny těžké věci spadají na zem zákonem přírody, protože to je přirozenost země přitahovat a udržovat věci, protože je to povaha vody, která proudí ... Pokud chce něco jít hlouběji než Země, zkuste to. Země je jediná nízká věc a semínka se na ni vždy vracejí, ať už je odhodíte jakýmkoli směrem a nikdy ze země nevystoupáte nahoru.

Islámský svět

V 11. století n. L. Perský polymath Ibn Sina (Avicenna) souhlasil s Philoponovou teorií, že „pohybovaný předmět získává sklon od hybatele“ jako vysvětlení pohybu střely . Ibn Sina poté publikoval svou vlastní teorii impulsů v knize uzdravení (c. 1020). Na rozdíl od Philopona, který věřil, že jde o dočasnou ctnost, která by klesala i ve vakuu , Ibn Sina to považoval za vytrvalé, vyžadující vnější síly, jako je odpor vzduchu, aby to rozptýlily. Ibn Sina rozlišoval mezi „silou“ a „sklonem“ ( mayl ) a tvrdil, že předmět získal mayl, když je objekt v opozici vůči jeho přirozenému pohybu. Došel k závěru, že pokračování pohybu je přičítáno sklonu, který je na předmět přenesen, a že předmět bude v pohybu, dokud se nevyčerpá máj .

Další perský polymath z 11. století Al-Biruni navrhl, aby nebeská tělesa měla hmotnost , hmotnost a gravitaci, stejně jako Země. Kritizoval Aristotela i Ibn Sinu, že zastávají názor, že tyto vlastnosti má pouze Země. Vědec z 12. století Al-Khazini navrhl, že gravitace, kterou předmět obsahuje, se liší v závislosti na jeho vzdálenosti od středu vesmíru (s odkazem na střed Země). Al-Biruni a Al-Khazini studovali teorii těžiště a zobecnili ji a aplikovali na trojrozměrná tělesa. Založili také teorii uvažovatelné páky a vytvořili vědu o gravitaci. Byly také vyvinuty jemné experimentální metody pro určování měrné hmotnosti nebo specifické hmotnosti předmětů, založené na teorii vah a vážení .

Ve 12. století Abu'l-Barakāt al-Baghdādī přijal a upravil teorii Ibn Siny o pohybu střel . Abu'l-Barakat ve svém Kitab al-Mu'tabar uvedl, že stěhovák přenáší na pohybovaný násilný sklon ( mayl qasri ) a že toto se zmenšuje, protože se pohybující se předmět vzdaluje od pohybujícího se. Podle Shlomo Pines byla Al-Baghdādīho teorie pohybu „nejstarší negací Aristotelova základního dynamického zákona [totiž, že konstantní síla vytváří rovnoměrný pohyb], [a je tedy] neurčitým očekáváním základního zákona klasická mechanika [jmenovitě, že síla působící nepřetržitě vytváří zrychlení ]. “

Evropská renesance

Ve 14. století odmítli aristotelský koncept gravitace jak francouzský filozof Jean Buridan, tak Merton College of Oxford . Pohyb předmětů připisovali impulsu (podobnému hybnosti ), který se mění podle rychlosti a hmotnosti; Buridana v tom ovlivnila Kniha uzdravení Ibn Siny . Buridan a filozof Albert Saský (asi 1320–1390) přijali Abu'l-Barakatovu teorii, že zrychlení padajícího tělesa je důsledkem jeho rostoucího impulsu. Ovlivněn Buridanem, Albert vyvinul zákon úměrnosti týkající se vztahu mezi rychlostí předmětu ve volném pádu a časem, který uplynul. Rovněž se domníval, že hory a údolí jsou způsobeny erozí - přemístěním těžiště Země. Také v tomto století vyvinula Merton College průměrnou rychlostní větu , kterou prokázala Nicole Oresme (c. 1323–1382) a měla by vliv na pozdější gravitační rovnice .

Leonardo da Vinci (1452–1519) napsal, že „matkou a původem gravitace“ je energie . Popisuje dva páry fyzických sil, které pocházejí z metafyzického původu a mají vliv na všechno: hojnost síly a pohybu a gravitaci a odpor. Gravitaci spojuje s „chladnými“ klasickými prvky , vodou a zemí a její energii nazývá nekonečnou. By 1514, Nicolaus Copernicus psal přehled o jeho heliocentrický model , ve kterém uvedl, že střed Země je středem obou jeho rotaci a oběžnou dráhu Měsíce . V roce 1533 německý humanista Petrus Apianus popsal působení gravitace:

Jelikož je zřejmé, že při sestupu [podél oblouku] se získává více překážek, je zřejmé, že gravitace je z tohoto důvodu snížena. Ale protože k tomu dochází z důvodu polohy těžkých těl, nazvěme to polohovou gravitací [tj. Gravitas secundum situm ]

Do roku 1544 podle Benedetta Varchiho experimenty nejméně dvou Italů vyvrátily Aristotelovo tvrzení, že předměty spadají úměrně jejich hmotnosti. V roce 1551 Domingo de Soto navrhl, aby se předměty ve volném pádu rovnoměrně zrychlovaly. Tuto myšlenku následně podrobněji prozkoumal Galileo Galilei , který svou kinematiku odvodil z Merton College ze 14. století a Jean Buridan a případně i De Soto. Galileo úspěšně aplikoval matematiku na zrychlování padajících předmětů, přičemž v dopise z roku 1604 Paolovi Sarpimu předpokládal , že vzdálenost padajícího předmětu je úměrná čtverci uplynulého času. Galileo ve svých dvou nových vědách (1638) navrhl , že mírný rozptyl rychlosti padajících předmětů různé hmotnosti byl způsoben odporem vzduchu a že předměty by ve vakuu padaly zcela rovnoměrně.

Evangelista Torricelli, žák Galilea, zopakoval Aristotelův model zahrnující gravitační centrum a dodal svůj názor, že systém může být v rovnováze pouze tehdy, když samotný společný střed není schopen spadnout.

Evropské osvícení

Vztah vzdálenosti předmětů ve volném pádu k čtverci doby, kterou zabrali, potvrdili Francesco Maria Grimaldi a Giovanni Battista Riccioli v letech 1640 až 1650. Také provedli výpočet gravitační konstanty zaznamenáním oscilací kyvadla.

Mechanická vysvětlení

V roce 1644 René Descartes navrhl, že nemůže existovat žádný prázdný prostor a že kontinuum hmoty způsobuje, že každý pohyb je křivočarý . Tak, odstředivá síla tyče relativně lehké ohledu na to, ve vzdálenosti od centrální vírů nebeských těles, snížení hustoty na místě a tím vytváří dostředivé tlak . S využitím aspektů této teorie v letech 1669 až 1690 navrhl Christiaan Huygens matematický vortexový model. V jednom ze svých důkazů ukazuje, že vzdálenost, která uplyne od předmětu spadlého z kolovrátku, se zvýší úměrně druhé mocnině doby otáčení kola. V roce 1671 Robert Hooke spekuloval, že gravitace je výsledkem těl emitujících vlny v éteru . Nicolas Fatio de Duillier (1690) a Georges-Louis Le Sage (1748) navrhli korpuskulární model využívající nějaký druh stínícího nebo stínovacího mechanismu. V roce 1784, Le Sage předpokládal, že gravitace by mohla být důsledkem srážky atomů, a na počátku 19. století, se rozšířil Daniel Bernoulli ‚s teorii korpuskulární tlaku do vesmíru jako celku. Podobný model později vytvořil Hendrik Lorentz  (1853–1928), který místo tělísek používal elektromagnetické záření .

Anglický matematik Isaac Newton využil Descartesova argumentu, že křivočarý pohyb omezuje setrvačnost, a v roce 1675 tvrdil, že proudy éteru přitahují k sobě všechna těla. Newton (1717) a Leonhard Euler  (1760) navrhli model, ve kterém éter ztrácí hustotu blízko hmotnosti, což vede k čisté síle působící na tělesa. Další mechanická vysvětlení gravitace (včetně Le Sageovy teorie ) byla vytvořena v letech 1650 až 1900, aby vysvětlila Newtonovu teorii, ale mechanické modely nakonec upadly v nemilost, protože většina z nich vedla k nepřijatelnému množství odporu (odporu vzduchu), který nebyl pozorován. . Jiní porušují zákon o zachování energie a jsou nekompatibilní s moderní termodynamikou .

Newtonův zákon

V roce 1679 napsal Robert Hooke Isaacovi Newtonovi jeho hypotézu týkající se orbitálního pohybu, který částečně závisí na síle inverzního čtverce . V roce 1684 Hooke i Newton řekli Edmondovi Halleymu , že dokázali zákon inverzního čtverce pohybu planet v lednu, respektive v srpnu. Zatímco Hooke odmítl předložit své důkazy, Newton byl vyzván, aby složil De motu corporum in gyrum („O pohybu těles na oběžné dráze“), ve kterém matematicky odvozuje Keplerovy zákony planetárního pohybu . V roce 1687, s Halleyho podporou (a k Hookovu zděšení), Newton publikoval Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica ( Matematické principy přírodní filozofie ), který předpokládá inverzní čtvercový zákon univerzální gravitace . Podle jeho vlastních slov:

Vyvodil jsem, že síly, které drží planety v jejich oběžných drahách, musí být vzájemné jako čtverce jejich vzdáleností od středů, kolem kterých se otáčejí; a tím porovnal sílu potřebnou k udržení měsíce na její oběžné dráze se silou gravitace na povrchu Země; a zjistil, že téměř odpovídali.

Newtonův původní vzorec byl:

${\ Displaystyle {\ rm {Force \, of \, gravity}} \ propto {\ frac {\ rm {mass \, of \, object \, 1 \, \ times \, mass \, of \, object \, 2}} {\ rm {vzdálenost \, od \, center^{2}}}}}$

kde symbol znamená „je úměrný“. Abychom z toho vytvořili rovnostranný vzorec nebo rovnici, musel existovat multiplikační faktor nebo konstanta, která by dávala správnou gravitační sílu bez ohledu na hodnotu hmot nebo vzdálenost mezi nimi (gravitační konstanta). Newton by potřeboval přesnou míru této konstanty, aby dokázal svůj zákon inverzního čtverce. To bylo poprvé provedeno pomocí Henry Cavendish v 1797. ${\ displaystyle \ propto}$

V Newtonově teorii (přepsané modernější matematikou) hustota hmoty generuje skalární pole, gravitační potenciál v joulech na kilogram, ${\ displaystyle \ rho \,}$${\ displaystyle \ varphi \,}$

${\ Displaystyle {\ částečné^{2} \ varphi \ přes \ částečné x^{j} \, \ částečné x^{j}} = 4 \ pi G \ rho \ ,.}$

Pomocí operátoru Nabla pro gradient a divergenci (parciální derivace) to lze pohodlně zapsat jako: ${\ displaystyle \ nabla}$

${\ Displaystyle \ nabla ^{2} \ varphi = 4 \ pi G \ rho \ ,.}$

Toto skalární pole řídí pohyb volně padající částice:

${\ Displaystyle {d^{2} x^{j} \ over dt^{2}} =-{\ částečné \ varphi \ přes \ částečné x^{j} \,}.}$

Ve vzdálenosti r od izolované hmoty M je skalární pole

${\ Displaystyle \ varphi =-{\ frac {GM} {r}} \ ,.}$

Principia vyprodáno rychle, inspirující Newton zveřejnit druhé vydání v roce 1713. Pojednání inspiroval francouzský filozof Voltaire psát svou vlastní knihu vysvětlující aspekty toho v roce 1738, která pomohla popularizovat Newtonova teorie. V roce 1755 vydal pruský filozof Immanuel Kant kosmologický rukopis založený na newtonovských principech, ve kterém rozvíjí hypotézu o mlhovině . V roce 1788 Joseph-Louis Lagrange představil vylepšenou formulaci klasické mechaniky. Žádná verze nebere v úvahu relativistické efekty , protože tyto ještě nebyly objeveny. I přesto je Newtonova teorie považována za výjimečně přesnou na hranici slabých gravitačních polí a nízkých rychlostí.

Největšího úspěchu dosáhla Newtonova teorie, když byla použita k předpovědi existence Neptuna na základě pohybů Uranu, které nemohly být zohledněny činy ostatních planet. Výpočty Johna Couche Adamse a Urbaina Le Verriera předpovídaly obecnou polohu planety. V roce 1846 poslal Le Verrier svou pozici Johann Gottfried Galle a požádal ho, aby ji ověřil. Téže noci spatřil Galle Neptuna poblíž polohy, kterou předpovídal Le Verrier. Do konce 19. století Le Verrier ukázal, že oběžnou dráhu Merkuru nelze zcela vysvětlit pod newtonovskou gravitací a veškeré hledání jiného rušivého tělesa (jako je planeta obíhající kolem Slunce ještě blíže než Merkur) bylo bezvýsledné.

Na konci 19. století se mnozí pokusili spojit Newtonův silový zákon se zavedenými zákony elektrodynamiky (jako Wilhelm Eduard Weber , Carl Friedrich Gauss a Bernhard Riemann ), aby vysvětlili anomální periheliovou precesi Merkuru . V roce 1890 se to Mauricemu Lévymu podařilo spojením Weberových a Riemannových zákonů, přičemž gravitační rychlost se rovná rychlosti světla. V dalším pokusu se Paulu Gerberovi (1898) podařilo odvodit správný vzorec pro posun perihelionu (který byl totožný se vzorcem, který později použil Albert Einstein ). Tyto hypotézy byly zamítnuty kvůli zastaralým zákonům, na nichž byly založeny, a byly nahrazeny těmi James Clerk Maxwell .

Moderní éra

V roce 1900 se Hendrik Lorentz pokusil vysvětlit gravitaci na základě své éterové teorie a Maxwellových rovnic . Předpokládal, jako Ottaviano Fabrizio Mossotti a Johann Karl Friedrich Zöllner , že přitažlivost opačně nabitých částic je silnější než odpuzování stejně nabitých částic. Výsledná čistá síla je přesně to, co je známé jako univerzální gravitace, ve které je gravitační rychlost světla. Lorentz vypočítal, že hodnota zálohy Merkuru na perihelion byla příliš nízká.

Na konci 19. století lord Kelvin uvažoval o možnosti teorie všeho . Navrhl, aby každé tělo pulzovalo, což by mohlo být vysvětlením gravitace a elektrických nábojů . Jeho myšlenky byly z velké části mechanické a vyžadovaly existenci éteru, což Michelsonův – Morleyův experiment nedokázal detekovat v roce 1887. To v kombinaci s Machovým principem vedlo ke gravitačním modelům, které se vyznačují akcí na dálku .

Albert Einstein rozvinul svou revoluční teorii relativity v článcích publikovaných v letech 1905 a 1915; tyto představují periheliovou precesi Merkuru. V roce 1914, Gunnar Nordström se pokusil sjednotit gravitaci a elektromagnetismus v jeho teorii o pěti-dimenzionální gravitace. Obecná relativita byla prokázána v roce 1919, kdy Arthur Eddington pozoroval gravitační čočky kolem zatmění Slunce, odpovídající Einsteinovým rovnicím. To mělo za následek, že Einsteinova teorie nahradila newtonovskou fyziku. Poté německý matematik Theodor Kaluza propagoval myšlenku obecné relativity s pátou dimenzí, která v roce 1921 švédský fyzik Oskar Klein poskytl fyzickou interpretaci v prototypové teorii strun , možný model kvantové gravitace a teorie potenciálu všeho.

Einsteinovy ​​rovnice pole obsahují kosmologickou konstantu, která odpovídá údajné statičnosti vesmíru . Nicméně, Edwin Hubble pozorovat v roce 1929, že vesmír vypadá, že je rozšiřuje. Ve třicátých letech minulého století Paul Dirac vytvořil hypotézu, že gravitace by měla v průběhu historie vesmíru pomalu a stabilně klesat. Alan Guth a Alexei Starobinsky v roce 1980 navrhli, aby kosmickou inflaci ve velmi raném vesmíru mohlo pohánět pole podtlaku , což je koncept, který byl později vytvořen jako „ temná energie “ - v roce 2013 bylo nalezeno asi 68,3% raného vesmíru.

V roce 1922 Jacobus Kapteyn navrhl existenci temné hmoty , neviditelné síly, která pohybuje hvězdami v galaxiích vyššími rychlostmi, než za jaké odpovídá samotná gravitace. V roce 2013 bylo zjištěno, že obsahovalo 26,8% raného vesmíru. Spolu s temnou energií je temná hmota v Einsteinově relativitě mimořádná a vysvětlení jejích zjevných účinků je podmínkou úspěšné teorie všeho.

V roce 1957 Hermann Bondi navrhl, aby negativní gravitační hmotnost (v kombinaci s negativní setrvačnou hmotou) byla v souladu se zásadou silné ekvivalence obecné relativity a Newtonovými pohybovými zákony . Bondiho důkaz poskytl řešení rovnic relativity bez singularity .

Rané teorie gravitace se pokoušely vysvětlit planetární dráhy (Newton) a komplikovanější dráhy (např. Lagrange). Poté přišly neúspěšné pokusy spojit gravitaci a buď vlnové nebo korpuskulární gravitační teorie . Celá krajina fyziky byla změněna objevením Lorentzových transformací , což vedlo k pokusům o její sladění s gravitací. Ve stejné době začali experimentální fyzici testovat základy gravitace a relativity - Lorentzova invariance , gravitační výchylka světla , Eötvösův experiment . Tyto úvahy vedly k vývoji obecné relativity i v minulosti .

Einstein (1905, 1908, 1912)

V roce 1905 vydal Albert Einstein sérii prací, ve kterých založil speciální teorii relativity a skutečnost, že hmotnost a energie jsou ekvivalentní . V roce 1907, v tom, co Einstein popsal jako „nejšťastnější myšlenku mého života“, si uvědomil, že někdo, kdo je ve volném pádu, nezažije žádné gravitační pole. Jinými slovy, gravitace je přesně ekvivalentní zrychlení.

Einsteinova dvoudílná publikace v roce 1912 (a dříve v roce 1908) je opravdu důležitá pouze z historických důvodů. Do té doby věděl o gravitačním červeném posunu a vychýlení světla. Uvědomil si, že Lorentzovy transformace nejsou obecně použitelné, ale zachoval si je. Teorie uvádí, že rychlost světla je ve volném prostoru konstantní, ale v přítomnosti hmoty se mění. Očekávalo se, že teorie bude platit pouze tehdy, když je zdroj gravitačního pole nehybný. Obsahuje zásadu nejmenší akce :

${\ Displaystyle \ delta \ int d \ tau = 0 \,}$

${\ Displaystyle {d \ tau}^{2} =-\ eta _ {\ mu \ nu} \, dx^{\ mu} \, dx^{\ nu} \,}$

kde je Minkowského metrika , a tam je součet od 1 do 4 nad indexy a . ${\ Displaystyle \ eta _ {\ mu \ nu} \,}$${\ Displaystyle \ mu \,}$${\ displaystyle \ nu \,}$

Einstein a Grossmann zahrnují riemannovskou geometrii a tenzorový počet .

${\ Displaystyle \ delta \ int d \ tau = 0 \,}$

${\ Displaystyle {d \ tau}^{2} =-g _ {\ mu \ nu} \, dx^{\ mu} \, dx^{\ nu} \,}$

Elektrodynamické rovnice přesně odpovídají obecné relativitě. Rovnice

${\ Displaystyle T^{\ mu \ nu} = \ rho {dx^{\ mu} \ over d \ tau} {dx^{\ nu} \ over d \ tau} \,}$

není v obecné relativitě. Vyjadřuje tenzor napětí a energie jako funkci hustoty hmoty.

Lorentzovo invariantní modely (1905–1910)

Na základě principu relativity se Henri Poincaré (1905, 1906), Hermann Minkowski (1908) a Arnold Sommerfeld (1910) pokusili upravit Newtonovu teorii a vytvořit Lorentzův invariantní gravitační zákon, ve kterém je gravitační rychlost světlo. Stejně jako v Lorentzově modelu byla hodnota zálohy Merkuru na perihélium příliš nízká.

Abraham (1912)

Mezitím Max Abraham vyvinul alternativní gravitační model, ve kterém rychlost světla závisí na síle gravitačního pole a je tedy proměnná téměř všude. Abrahamův přehled gravitačních modelů z roku 1914 je prý vynikající, ale jeho vlastní model byl špatný.

Nordström (1912)

První přístup společnosti Nordström (1912) byl zachovat Minkowského metriku a konstantní hodnotu, ale nechat hmotu záviset na síle gravitačního pole . Umožnění uspokojení této síly pole ${\ displaystyle c \,}$${\ displaystyle \ varphi \,}$

${\ Displaystyle \ Box \ varphi = \ rho \,}$

kde je odpočinková hmotnostní energie a je d'Alembertian , ${\ displaystyle \ rho \,}$${\ displaystyle \ Box \,}$

${\ Displaystyle m = m_ {0} \ exp \ left ({\ frac {\ varphi} {c^{2}}} \ right) \,}$

a

${\ Displaystyle -{\ partial \ varphi \ over \ partial x^{\ mu}} = {\ dot {u}} _ {\ mu}+{u _ {\ mu} \ over c^{2} {\ dot {\ varphi}}} \,}$

kde je čtyřrychlost a tečka je rozdíl vzhledem k času. ${\ displaystyle u \,}$

Druhý přístup Nordströma (1913) je připomínán jako první logicky konzistentní relativistická teorie gravitační pole, která byla kdy formulována. (zápis Pais not Nordström):

${\ Displaystyle \ delta \ int \ psi \, d \ tau = 0 \,}$

${\ Displaystyle {d \ tau}^{2} =-\ eta _ {\ mu \ nu} \, dx^{\ mu} \, dx^{\ nu} \,}$

kde je skalární pole, ${\ Displaystyle \ psi \,}$

${\ Displaystyle -{\ částečný T^{\ mu \ nu} \ přes \ částečný x^{\ nu}} = T {1 \ přes \ psi} {\ částečný \ psi \ přes \ částečný x _ {\ mu}} \,}$

Tato teorie je Lorentzově invariantní, splňuje zákony zachování, správně redukuje na newtonovskou hranici a splňuje princip slabé ekvivalence .

Einstein a Fokker (1914)

Tato teorie je Einsteinovým prvním zpracováním gravitace, při kterém je přísně dodržována obecná kovariance. Psaní:

${\ Displaystyle \ delta \ int ds = 0 \,}$

${\ Displaystyle {ds}^{2} = g _ {\ mu \ nu} \, dx^{\ mu} \, dx^{\ nu} \,}$

${\ Displaystyle g _ {\ mu \ nu} = \ psi ^{2} \ eta _ {\ mu \ nu} \,}$

vztahují Einsteina – Grossmanna k Nordströmu. Také uvádějí:

${\ Displaystyle T \, \ propto \, R \ ,.}$

To znamená, že stopa tenzoru energie napětí je úměrná zakřivení prostoru.

V letech 1911 až 1915 rozvinul Einstein myšlenku, že gravitace je ekvivalentní zrychlení, původně uvedenému jako princip ekvivalence , do své obecné teorie relativity, která spojuje tři dimenze prostoru a jednu dimenzi času do čtyřrozměrné struktury časoprostor . Nicméně, to není sjednotit gravitaci s Quanta -individual částice energie, která Einstein sám postuloval existenci v roce 1905.

Obecná relativita

V obecné relativitě jsou účinky gravitace připisovány časoprostorovému zakřivení místo síle. Výchozím bodem obecné relativity je princip ekvivalence, který rovná volnému pádu se setrvačným pohybem. Problém, který to vytváří, je, že volně padající objekty se mohou navzájem zrychlovat. Aby se s touto obtížností vypořádal, Einstein navrhl, že časoprostor je zakřivený hmotou a že volně padající objekty se pohybují po lokálně přímých drahách v zakřiveném časoprostoru . Konkrétněji Einstein a David Hilbert objevili polní rovnice obecné relativity, které se týkají přítomnosti hmoty a zakřivení časoprostoru. Tyto rovnice pole jsou sadou 10 simultánních , nelineárních , diferenciálních rovnic . Řešení rovnic pole jsou komponenty metrického tenzoru časoprostoru, který popisuje jeho geometrii. Geodetické dráhy časoprostoru se počítají z metrického tenzoru.

Mezi pozoruhodná řešení Einsteinových polních rovnic patří:

• Schwarzschild řešení , který popisuje spacetime obklopující sféricky symetrické nerotační nenabitý masivní objekt. U objektů s poloměry menšími než Schwarzschildův poloměr toto řešení generuje černou díru s centrální singularitou.
• Řešení Reissner – Nordström , ve kterém má centrální objekt elektrický náboj. U nábojů s geometrizovanou délkou menší, než je geometrizovaná délka hmotnosti objektu, toto řešení vytváří černé díry s horizontem událostí obklopujícím Cauchyův horizont .
• Řešení Kerr pro otáčení masivních předmětů. Toto řešení také vytváří černé díry s více horizonty.
• Kosmologická řešení Robertson-Walker , který předpovídá expanzi vesmíru.

Obecná relativita zaznamenala velký úspěch, protože její předpovědi (které nevyžadovaly starší teorie gravitace) byly pravidelně potvrzovány. Například:

• Obecná relativita odpovídá za anomální precesi Merkuru v perihéliu.
• Gravitační čočky byly poprvé potvrzeny v roce 1919 a v poslední době byly silně potvrzeny použitím kvasaru, který prochází za Sluncem, jak je vidět ze Země.
• Expanzi vesmíru (předpovídanou metrikou Robertson – Walker ) potvrdil Edwin Hubble v roce 1929.
• Predikce, že čas běží pomaleji při nízkých potenciálech byla potvrzena Pound-Rebka experimentu , v Hafele-Keating experiment , a GPS .
• Zpoždění světla procházejícího poblíž masivní objekt byl poprvé identifikován Irwin Shapiro v roce 1964 v meziplanetární kosmické signálů.
• Gravitační záření bylo nepřímo potvrzeno studiemi binárních pulsarů, jako je PSR 1913+16 .
  • V roce 2015 experimenty LIGO přímo detekovaly gravitační záření ze dvou srážejících se černých děr , čímž se stalo prvním přímým pozorováním gravitačních vln i černých děr.

Předpokládá se, že fúze neutronových hvězd (od detekce v roce 2017) a tvorba černé díry mohou také vytvářet detekovatelné množství gravitačního záření.

Kvantová gravitace

Několik desetiletí po objevu obecné relativity bylo zjištěno, že to nemůže být úplná gravitační teorie, protože je nekompatibilní s kvantovou mechanikou . Později bylo pochopeno, že je možné gravitaci popsat v rámci teorie kvantového pole jako ostatní základní síly . V tomto rámci přitažlivá gravitační síla vzniká v důsledku výměny virtuálních gravitonů , stejným způsobem jako elektromagnetická síla vzniká výměnou virtuálních fotonů . Toto reprodukuje obecnou relativitu v klasickém limitu , ale pouze na linearizované úrovni a postuluje, že podmínky pro použitelnost Ehrenfestovy věty platí, což není vždy případ. Navíc tento přístup selhává na krátkých vzdálenostech v pořadí Planckovy délky .

Teoretické modely, jako je teorie strun a kvantová gravitace smyčky, jsou současnými kandidáty na možnou „teorii všeho“.

Viz také

• Antigravitace
• Dějiny fyziky

Reference

Poznámky pod čarou

Citace

Prameny

• Gillispie, Charles Coulston (1960). The Edge of Objectivity: Esej v historii vědeckých myšlenek . Princeton University Press. ISBN 0-691-02350-6.