Le Sageova gravitační teorie - Le Sage's theory of gravitation

Le Sageova gravitační teorie je kinetická teorie gravitace, kterou původně navrhl Nicolas Fatio de Duillier v roce 1690 a později Georges-Louis Le Sage v roce 1748. Teorie navrhla mechanické vysvětlení Newtonovy gravitační síly z hlediska proudů drobných neviditelných částic ( který Le Sage nazýval ultra-pozemské tělíska) dopadající na všechny hmotné objekty ze všech směrů. Podle tohoto modelu se jakákoli dvě hmotná těla navzájem částečně chrání před narážejícími tělísky, což má za následek čistou nerovnováhu v tlaku vyvíjeném dopadem tělísek na těla, která mají tendenci pohánět těla dohromady. Toto mechanické vysvětlení gravitace nikdy nezískalo široké přijetí.

Základní teorie

Teorii předpokládá, že síla gravitace je výsledkem malých částic (krvinky), pohybující se vysokou rychlostí ve všech směrech, v celém vesmíru . Předpokládá se, že intenzita toku částic je ve všech směrech stejná, takže izolovaný objekt A je zasažen rovnoměrně ze všech stran, což má za následek pouze tlak směřující dovnitř, ale žádnou čistou směrovou sílu (P1).

S druhým objektem B je však zachycena část částic, které by jinak zasáhly A ze směru B, takže B funguje jako štít, tj. Ze směru B bude A zasaženo méně částic než z opačného směru. Stejně tak B bude zasaženo méně částic ze směru A než z opačného směru. Dá se říci, že A a B se navzájem „stínují“ a obě těla jsou k sobě tlačena výslednou nerovnováhou sil (P2). Zdánlivá přitažlivost mezi těly je tedy podle této teorie ve skutečnosti zmenšeným tlakem ze směru jiných těles, takže se této teorii někdy říká tlačná gravitace nebo stínová gravitace , i když je obecněji označována jako Lesageova gravitace .

Povaha srážek

Pokud jsou srážky tělesa A a gravitačních částic plně elastické , intenzita odražených částic by byla stejně silná jako u příchozích, takže by nevznikla žádná směrová síla. Totéž platí, pokud je zavedeno druhé těleso B, kde B působí jako štít proti gravitačním částicím ve směru A. Gravitační částice C, která by normálně dopadala na A, je blokována B, ale jiná částice D, která by normálně ne zasáhly A, jsou přesměrovány odrazem na B, a proto nahrazují C. Pokud jsou tedy srážky plně elastické, odražené částice mezi A a B by plně kompenzovaly jakýkoli efekt stínování. Aby bylo možné zohlednit čistou gravitační sílu, je třeba předpokládat, že srážky nejsou plně elastické, nebo přinejmenším jsou odražené částice zpomaleny, takže jejich hybnost je po nárazu snížena. To by mělo za následek proudy se sníženou hybností odcházející z A a proudy s nezmenšenou hybností přicházející do A, takže by vznikl čistý směrový moment směrem do středu A (P3). Za tohoto předpokladu odražené částice v pouzdře dvou těl plně nevykompenzují efekt stínování, protože odražený tok je slabší než dopadající tok.

Inverzní čtvercový zákon

Protože se předpokládá, že některé nebo všechny gravitační částice sbíhající na předmět jsou buď absorbovány nebo zpomaleny objektem, vyplývá z toho, že intenzita toku gravitačních částic vycházejících ze směru masivního předmětu je menší než tok konvergující na objektu. Dokážeme si představit tuto nerovnováhu toku hybnosti - a tedy síly působící na jakékoli jiné těleso v okolí - rozloženou po sférické ploše se středem na objektu (P4). Nerovnováha toku hybnosti po celém sférickém povrchu obklopujícím předmět je nezávislá na velikosti obklopující koule, zatímco povrchová plocha koule se zvětšuje úměrně čtverci poloměru. Nerovnováha hybnosti na jednotku plochy proto klesá inverzně jako druhá mocnina vzdálenosti.

Hmotnostní proporcionalita

Z dosud nastíněných premis vychází pouze síla, která je úměrná povrchu těles. Gravitace je ale úměrná hmotnosti. Aby byla uspokojena potřeba hmotnostní proporcionality, teorie předpokládá, že a) základní prvky hmoty jsou velmi malé, takže hrubá hmota se skládá převážně z prázdného prostoru, a b) že částice jsou tak malé, že jen malá část z nich by být zachycen hrubou hmotou. Výsledkem je, že „stín“ každého těla je úměrný povrchu každého jednotlivého prvku hmoty. Pokud se pak předpokládá, že elementární neprůhledné prvky veškeré hmoty jsou totožné (tj. Mají stejný poměr hustoty k ploše), bude z toho vyplývat, že stínový efekt je alespoň přibližně úměrný hmotnosti (P5).

Fatio

Nicolas Fatio představil první formulaci svých úvah o gravitaci v dopise Christiaanovi Huygensovi na jaře roku 1690. O dva dny později si Fatio přečetl obsah dopisu před Královskou společností v Londýně. V následujících letech Fatio složil několik návrhů rukopisů svého hlavního díla De la Cause de la Pesanteur , ale žádný z těchto materiálů nebyl za jeho života publikován. V roce 1731 Fatio také poslal svou teorii jako latinskou báseň ve stylu Lucretia na Pařížskou akademii věd, ale byla zamítnuta. Některé fragmenty těchto rukopisů a kopie básně později získal Le Sage, kterému se nepodařilo najít vydavatele pro Fatiovy papíry. Trvalo to tedy až do roku 1929, kdy Karl Bopp publikoval jedinou úplnou kopii Fatiova rukopisu , a v roce 1949 Gagnebin použil sebrané fragmenty v držení Le Sage k rekonstrukci papíru. Edice Gagnebin obsahuje revize provedené Fatiem až v roce 1743, čtyřicet let poté, co složil návrh, na kterém byla edice Bopp založena. Druhá polovina edice Bopp však obsahuje matematicky nejpokročilejší části Fatiovy teorie a Gagnebin je do svého vydání nezahrnul. Podrobnou analýzu Fatiovy práce a srovnání edic Bopp a Gagnebin najdete v části Zehe Následující popis vychází především z edice Bopp.

Vlastnosti Fatiovy teorie

Fatiova pyramida (Problém I)

Fatio předpokládal, že vesmír je naplněn nepatrnými částicemi, které se bez rozdílu pohybují velmi vysokou rychlostí a přímočaře ve všech směrech. K ilustraci svých myšlenek použil následující příklad: Předpokládejme předmět C , na kterém je nakreslena nekonečná malá rovina zz a koule soustředěná kolem zz . Do této sféry umístil Fatio pyramidu PzzQ , ve které některé částice proudí ve směru zz a také některé částice, které již byly odraženy C a odchýlí se tedy od zz . Fatio navrhl, aby střední rychlost odražených částic byla nižší, a proto je jejich hybnost slabší než hybnost dopadajících částic. Výsledkem je jeden proud , který tlačí všechna tělesa ve směru zz . Na jedné straně tedy rychlost proudu zůstává konstantní, ale na druhé straně při větší blízkosti zz se hustota proudu zvyšuje, a proto je jeho intenzita úměrná 1/ r ² . A protože je možné čerpat nekonečný počet takových pyramid okolo C , úměrnost platí pro celý rozsah kolem C .

Snížená rychlost

Aby odůvodnil předpoklad, že částice cestují po svém odrazu se sníženými rychlostmi, uvedl Fatio následující předpoklady:

• Buď obyčejná hmota, nebo gravitační částice, nebo obojí jsou nepružné , popř
• nárazy jsou plně elastické, ale částice nejsou absolutně tvrdé, a proto jsou po nárazu ve stavu vibrací a/nebo
• v důsledku tření se částice začnou otáčet po svém nárazu.

Tyto pasáže jsou nejnepochopitelnějšími částmi Fatiovy teorie, protože nikdy jasně nerozhodl, jaký druh kolize vlastně upřednostňuje. V poslední verzi své teorie v roce 1742 však zkrátil související pasáže a částicím připisoval „dokonalou pružnost nebo sílu pružiny“ a na druhé straně „nedokonalé pružnosti“ hrubé hmotě, proto by se částice odrážely se sníženými rychlostmi . Kromě toho se Fatio potýkal s dalším problémem: Co se stane, když částice na sebe narazí? Neelastické srážky by vedly ke stálému snižování rychlosti částic a tím ke snižování gravitační síly. Aby se tomuto problému vyhnul, Fatio předpokládal, že průměr částic je ve srovnání s jejich vzájemnou vzdáleností velmi malý, takže jejich interakce jsou velmi vzácné.

Kondenzace

Fatio si dlouho myslel, že vzhledem k tomu, že se tělesa přibližují k hmotným tělům vyšší rychlostí, než od nich ustupují (po odrazu), dochází k postupnému hromadění tělísek v blízkosti hmotných těl (efekt, který nazýval „kondenzace“). Později si však uvědomil, že ačkoliv přicházející tělíska jsou rychlejší, jsou od sebe vzdálenější než odražené tělíska, takže proudění dovnitř a ven je stejné. Proto nedochází k sekulární akumulaci tělísek, tj. Hustota odražených tělísek zůstává konstantní (za předpokladu, že jsou dostatečně malé, aby v blízkosti masivního těla nedocházelo k znatelně vyšší míře vlastní kolize). Ještě důležitější je, že Fatio poznamenal, že zvýšením rychlosti i pružnosti tělísek lze rozdíl mezi rychlostmi příchozích a odražených tělísek (a tedy rozdíl v hustotách) libovolně zmenšit a přitom zachovat stejnou efektivní gravitační platnost.

Pórovitost hrubé hmoty

Aby byla zajištěna hmotnostní proporcionalita, Fatio předpokládal, že hrubá hmota je extrémně propustná pro tok těles. Načrtl 3 modely, aby odůvodnil tento předpoklad:

• Předpokládal, že hmota je nahromaděním malých „koulí“, přičemž jejich průměr ve srovnání se vzdáleností mezi nimi je „nekonečně“ malý. Tento návrh ale odmítl, protože za této podmínky by se orgány k sobě přibližovaly, a proto by nezůstaly stabilní.
• Pak předpokládal, že koule mohou být spojeny tyčemi nebo čarami a vytvoří jakýsi druh krystalové mřížky. Odmítl však i tento model - pokud je pohromadě několik atomů, gravitační tekutina není schopna proniknout do této struktury stejně ve všech směrech, a proto není proporcionalita hmoty možná.
• Na konci Fatio také odstranil koule a nechal jen čáry nebo síť. Tím, že jsou „nekonečně“ menší než jejich vzdálenost mezi sebou, lze dosáhnout maximální penetrační kapacity.

Tlaková síla částic (Problém II)

Již v roce 1690 Fatio předpokládal, že „tlačná síla“, kterou částice působí na prostý povrch, je šestou částí síly, která by vznikla, kdyby byly všechny částice uspořádány kolmo k povrchu. Fatio nyní předložil důkaz tohoto návrhu určením síly, kterou částice působí na určitý bod zz. Odvodil vzorec p  =  ρv ² zz /6. Toto řešení je velmi podobný vzorci známého v kinetické teorie plynů p  =  ρv ² /3, který byl nalezen Daniel Bernoulli v roce 1738 to bylo poprvé, že řešení analogický k podobnému výsledku v kinetické teorie již bylo uvedeno - dlouho předtím, než byl vyvinut základní koncept druhé teorie. Bernoulliho hodnota je však dvakrát větší než ta Fatiova, protože podle Zehe Fatio vypočítal pouze hodnotu mv pro změnu impulsu po srážce, ale ne 2 mv, a proto dostal špatný výsledek. (Jeho výsledek je správný pouze v případě zcela nepružných kolizí.) Fatio se pokusil použít své řešení nejen pro vysvětlení gravitace, ale také pro vysvětlení chování plynů. Pokusil se sestrojit teploměr, který by měl indikovat „pohybový stav“ molekul vzduchu a tedy odhadnout teplotu. Ale Fatio (na rozdíl od Bernoulliho) neidentifikoval teplo a pohyby částic vzduchu - použil jinou tekutinu, která by za tento efekt mohla. Není také známo, zda byl Bernoulli ovlivněn Fatiem nebo ne.

Nekonečno (Problém III)

V této kapitole Fatio zkoumá souvislosti mezi pojmem nekonečno a jeho vztahy k jeho teorii. Fatio své úvahy často odůvodňoval skutečností, že různé jevy jsou „nekonečně menší nebo větší“ než ostatní a tolik problémů lze redukovat na nezjistitelnou hodnotu. Například průměr tyčí je nekonečně menší než jejich vzájemná vzdálenost; nebo je rychlost částic nekonečně větší než rychlost hrubé hmoty; nebo je rychlostní rozdíl mezi odraženými a neodraženými částicemi nekonečně malý.

Odolnost média (Problém IV)

Toto je matematicky nejsložitější část Fatiovy teorie. Tam se pokusil odhadnout odpor proudů částic pro pohybující se těla. Předpokládejme, že u je rychlost hrubé hmoty, v je rychlost gravitačních částic a ρ hustota média. V případě v  ≪  u a ρ  = konstanta Fatio uvedl, že odpor je ρu ² . V případě v  ≫  u a ρ  = konstantní je odpor 4/3 ρuv . Newton nyní uvedl, že nedostatek odporu vůči orbitálnímu pohybu vyžaduje extrémní řídkost jakéhokoli média v prostoru. Fatio tedy snížil hustotu média a uvedl, že k udržení dostatečné gravitační síly musí být toto snížení kompenzováno změnou v „ inverzně úměrně odmocnině hustoty “. Vyplývá to z Fatiova tlaku částic, který je úměrný ρv ² . Podle Zeheho by Fatiov pokus zvýšit v na velmi vysokou hodnotu ve skutečnosti ponechal odpor velmi malý ve srovnání s gravitací, protože odpor ve Fatiově modelu je úměrný ρuv, ale gravitace (tj. Tlak částic) je úměrná ρv ² .

Recepce Fatiovy teorie

Fatio komunikoval s některými z nejslavnějších vědců své doby.

Mezi Isaacem Newtonem a Fatiem existoval silný osobní vztah v letech 1690 až 1693. Newtonova prohlášení o Fatiově teorii se velmi lišila. Například po popisu nezbytných podmínek pro mechanické vysvětlení gravitace napsal v (nepublikované) poznámce ve své vlastní tištěné kopii Principia v roce 1692: Jedinečná hypotéza, kterou lze gravitaci vysvětlit, je však tohoto druhu a byl poprvé navržen nejgeniálnějším geometrem panem N. Fatiem. Na druhé straně sám Fatio uvedl, že ačkoli Newton soukromě komentoval, že Fatiova teorie je nejlepším možným mechanickým vysvětlením gravitace, uznal také, že Newton měl tendenci věřit, že skutečné vysvětlení gravitace není mechanické. Také Gregory poznamenal ve svém „memorand“: „ Pan Newton a pan Halley smát pana Fatio to způsobem vysvětluje gravitaci. “ To bylo údajně uvedeno jím 28. prosince 1691. Nicméně, skutečný datum není známo, protože použitý inkoust i peří se liší od zbytku stránky. Po roce 1694 se vztah mezi těmito dvěma muži ochladil.

Christiaan Huygens byl první osobou, kterou Fatio informoval o své teorii, ale nikdy ji nepřijal. Fatio věřil, že přesvědčil Huygens o shodě jeho teorie, ale Huygens to popřel v dopise Gottfriedovi Leibnizovi . Mezi Fatiem a Leibnizem také proběhla krátká korespondence ohledně teorie. Leibniz kritizoval Fatiovu teorii za to, že požaduje prázdný prostor mezi částicemi, což on (Leibniz) odmítl z filozofických důvodů. Jakob Bernoulli projevil zájem o Fatiovu teorii a naléhal na Fatia, aby své myšlenky na gravitaci sepsal do úplného rukopisu, který ve skutečnosti provedl Fatio. Bernoulli poté zkopíroval rukopis, který nyní sídlí v univerzitní knihovně v Basileji a byl základem edice Bopp.

Fatiova teorie však zůstala až na výjimky jako Cramer a Le Sage do značné míry neznámá, protože nikdy nebyl schopen formálně publikovat svá díla a dostal se pod vliv skupiny náboženských fanatiků zvaných „francouzští proroci“ (která patřila camisards ), a proto byla jeho veřejná pověst zničena.

Cramer a Redeker

V roce 1731 vydal švýcarský matematik Gabriel Cramer disertační práci, na jejímž konci se objevil náčrt teorie velmi podobné Fatiově - včetně čisté struktury hmoty, analogie se světlem, stínování - ale bez uvedení Fatiova jména. Fatiovi bylo známo, že Cramer měl přístup ke kopii svého hlavního dokumentu, a tak obvinil Cramera, že svou teorii pouze opakuje, aniž by jí rozuměl. Byl to také Cramer, kdo informoval Le Sage o Fatiově teorii v roce 1749. V roce 1736 publikoval podobnou teorii také německý lékař Franz Albert Redeker. Jakékoli spojení mezi Redekerem a Fatiem není známo.

Le Sage

První výklad jeho teorie, Essai sur l'origine des force mortes , byl Le Sage poslán na Akademii věd v Paříži v roce 1748, ale nikdy nebyl publikován. Podle Le Sage byl po vytvoření a odeslání své eseje informován o teoriích Fatio, Cramer a Redeker. V roce 1756 byla poprvé publikována jedna z jeho expozic teorie a v roce 1758 poslal podrobnější expozici Essai de Chymie Méchanique do soutěže Akademie věd v Rouenu . V tomto příspěvku se pokusil vysvětlit jak povahu gravitace, tak chemické afinity. Expozice teorie, která se stala přístupnou širší veřejnosti, Lucrèce Newtonien (1784), ve které byla plně rozvinuta korespondence s Lucretiusovými koncepty. Další výklad teorie byl publikován z Le Sageových poznámek posmrtně Pierrem Prévostem v roce 1818.

Základní koncept Le Sage

Le Sage velmi podrobně diskutoval o teorii a navrhl kvantitativní odhady některých parametrů teorie.

• Gravitační částice nazval ultramundanními tělísky , protože předpokládal, že pocházejí mimo náš známý vesmír. Distribuce ultramundánního toku je izotropní a zákony jeho šíření jsou velmi podobné světelnému.
• Le Sage tvrdil, že žádná gravitační síla nevznikne, pokud jsou kolize hmotných částic dokonale elastické. Navrhl tedy, aby částice a základní složky hmoty byly „naprosto tvrdé“, a tvrdil, že to znamená komplikovanou formu interakce, zcela nepružnou ve směru kolmém k povrchu běžné hmoty a dokonale pružnou ve směru tangenciálním k povrch. Poté poznamenal, že to znamená, že průměrná rychlost rozptýlených částic je 2/3 jejich dopadající rychlosti. Aby se vyhnul nepružným kolizím mezi částicemi, předpokládal, že jejich průměr je vzhledem k vzájemné vzdálenosti velmi malý.
• Tento odpor toku je úměrný uv (kde v je rychlost částic a u je rychlost hrubé hmoty) a gravitace je úměrná v ² , takže poměr odpor/gravitace může být libovolně malý zvýšením  v . Proto navrhl, že ultramundane částečky mohly pohybovat v rychlosti světla , ale po další úvaze, že nastaví to do 10 ⁵ násobku rychlosti světla.
• Aby byla zachována hmotnostní proporcionalita, obyčejná hmota se skládá z klecových struktur, ve kterých je jejich průměr pouze 10 ^7. částí vzájemné vzdálenosti. Také „tyče“, které tvoří klece, byly malé (přibližně 10 ²⁰ krát tak dlouho, jak silný), vzhledem k rozměrům klecí, takže částice mohou cestovat přes ně téměř nerušeně.
• Le Sage se také pokusil použít stínovací mechanismus k zohlednění sil soudržnosti a sil různých sil tím, že předpokládal existenci více druhů ultramundánních těles různých velikostí, jak je znázorněno na obrázku 9.

Le Sage řekl, že byl první, kdo z teorie vyvodil všechny důsledky, a také Prévost řekl, že Le Sageova teorie byla rozvinutější než Fatiova teorie. Porovnáním těchto dvou teorií a po podrobné analýze Fatiových papírů (které rovněž vlastnil Le Sage) však Zehe usoudil, že Le Sage nepřispěl v podstatě ničím novým a často nedosáhl Fatiovy úrovně.

Recepce Le Sageovy teorie

Le Sageovy myšlenky nebyly během jeho dne dobře přijaty, s výjimkou některých jeho přátel a spolupracovníků jako Pierre Prévost , Charles Bonnet , Jean-André Deluc , Charles Mahon, 3. hrabě Stanhope a Simon Lhuilier . Uvedli a popsali Le Sageovu teorii ve svých knihách a novinách, které jejich současníci používali jako sekundární zdroj pro Le Sageovu teorii (kvůli nedostatku publikovaných prací samotným Le Sage).

Euler, Bernoulli a Boscovich

Leonhard Euler kdysi poznamenal, že Le Sageův model byl „nekonečně lepší“ než model všech ostatních autorů a že všechny námitky jsou v tomto modelu vyvážené, ale později řekl, že analogie ke světlu pro něj nemá žádnou váhu, protože věřil v vlnová povaha světla. Po dalším zvážení Euler model odmítl a napsal Le Sage:

Musíte mě omluvit, pane, pokud mám velkou opovržení pro vaše ultramundánní tělíska, a já se vždy raději přiznám ke své neznalosti příčiny gravitace, než abych se uchýlil k takovým podivným hypotézám.

Daniela Bernoulliho potěšila podobnost Le Sageova modelu a jeho vlastní úvahy o povaze plynů. Sám Bernoulli však zastával názor, že jeho vlastní kinetická teorie plynů je pouze spekulací, a podobně pokládal Le Sageovu teorii za vysoce spekulativní.

Roger Joseph Boscovich poukázal na to, že Le Sageova teorie je první, která ve skutečnosti může gravitaci vysvětlit mechanickými prostředky. Model však odmítl kvůli obrovskému a nevyužitému množství ultramundánní hmoty. John Playfair popsal Boscovichovy argumenty slovy:

Nesmírné množství atomů, určených k tomu, aby pokračovaly ve své nekonečné cestě nekonečnem vesmíru, aniž by změnily svůj směr nebo se vrátily na místo, odkud přišly, je předpoklad, který je jen málo podporován obvyklou ekonomikou přírody. Odkud je zásoba těchto nesčetných bystřin; nesmí to zahrnovat neustálé vyvíjení tvůrčí síly, nekonečné jak v rozsahu, tak v trvání?

Velmi podobný argument později uvedl Maxwell (viz níže uvedené oddíly). Boscovich navíc popřel existenci veškerého kontaktu a okamžitého impulsu, ale navrhoval odpudivé a atraktivní akce na dálku .

Lichtenberg, Kant a Schelling

Znalosti Georga Christopha Lichtenberga o Le Sageově teorii vycházely z „Lucrece Newtonien“ a shrnutí Prévosta. Lichtenberg původně věřil (jako Descartes), že každé vysvětlení přírodních jevů musí být založeno na přímočarém pohybu a impulsi a Le Sageova teorie tyto podmínky splnila. V roce 1790 vyjádřil v jednom ze svých příspěvků své nadšení pro tuto teorii a věřil, že Le Sageova teorie zahrnuje všechny naše znalosti a činí jakékoli další snění o tomto tématu zbytečným. Pokračoval slovy: „Je -li to sen, je to největší a nejvelkolepější, o kterém se kdy snilo ...“ a že jím můžeme vyplnit mezeru v našich knihách, kterou lze zaplnit pouze snem. .

Ve svých přednáškách z fyziky na univerzitě v Göttingenu často odkazoval na Le Sageovu teorii . Kolem roku 1796 však Lichtenberg změnil své názory poté, co byl přesvědčen argumenty Immanuela Kanta , který kritizoval jakýkoli druh teorie, která se pokoušela nahradit přitažlivost impulsem. Kant poukázal na to, že samotná existence prostorově rozšířených konfigurací hmoty, jako jsou částice s nenulovým poloměrem, implikuje existenci jakési spojovací síly, která drží rozšířené části částice pohromadě. Tuto sílu nelze vysvětlit tlakem gravitačních částic, protože i tyto částice musí držet pohromadě stejným způsobem. Aby se tomuto kruhovému uvažování vyhnul , Kant tvrdil, že musí existovat základní přitažlivá síla. To byla přesně ta samá námitka, která byla vždy vznesena proti impulsní doktríně Descartes v předchozím století, a vedla dokonce i Descartovy následovníky k opuštění tohoto aspektu jeho filozofie.

Další německý filozof, Friedrich Wilhelm Joseph Schelling , odmítl Le Sageův model, protože jeho mechanistický materialismus byl neslučitelný s Schellingovou velmi idealistickou a anti-materialistickou filozofií.

Laplace

Částečně s ohledem na Le Sageovu teorii se Pierre-Simon Laplace zavázal určit potřebnou rychlost gravitace , aby byla v souladu s astronomickými pozorováními. Vypočítal, že rychlost musí být „alespoň stokrát milionkrát větší než rychlost světla“, aby se předešlo nepřijatelně velkým nerovnostem v důsledku aberačních účinků v měsíčním pohybu. To většina výzkumníků, včetně Laplaceho, vzala jako podporu pro newtonovskou koncepci okamžité akce na dálku a jako důkaz nepravděpodobnosti jakéhokoli modelu, jako je Le Sage. Laplace také tvrdil, že k udržení hmotnostní proporcionality je horní hranice pro povrchovou molekulární plochu Země nejvýše desetimiliontá zemského povrchu. K Le Sageovu zklamání Laplace ve svých dílech nikdy přímo nezmínil Le Sageovu teorii.

Kinetická teorie

Vzhledem k tomu, že teorie Fatia, Cramera a Redekera nebyly široce známé, Le Sageova expozice teorie se v druhé polovině 19. století těšila opětovnému zájmu, což se shodovalo s vývojem kinetické teorie .

Leray

Protože Le Sageovy částice musí při srážce s běžnou hmotou ztratit rychlost (aby vytvořily čistou gravitační sílu), musí být obrovské množství energie přeměněno na režimy vnitřní energie. Pokud tyto částice nemají žádné režimy vnitřní energie, může být přebytečná energie absorbována pouze běžnou hmotou. Při řešení tohoto problému Armand Jean Leray navrhl model částic (dokonale podobný modelu Le Sage), ve kterém tvrdil, že absorbovanou energii používají těla k výrobě magnetismu a tepla . Navrhl, že by to mohla být odpověď na otázku, odkud pochází energetický výdej hvězd.

Kelvin a Tait

Le Sageova vlastní teorie se stala předmětem obnoveného zájmu v druhé polovině 19. století po dokumentu publikovaném Kelvinem v roce 1873. Na rozdíl od Leraye, který s problémem tepla zacházel nepřesně, Kelvin uvedl, že absorbovaná energie představuje velmi vysoké teplo, dostatečné odpařit jakýkoli předmět za zlomek sekundy. Kelvin tedy zopakoval myšlenku, kterou Fatio původně navrhl v devadesátých letech 19. století za pokus o řešení termodynamického problému, který je součástí Le Sageovy teorie. Navrhl, aby přebytečné teplo mohlo být absorbováno vnitřními energetickými režimy samotných částic, na základě svého návrhu víru -přirozenosti hmoty. Jinými slovy, původní translační kinetická energie částic je přenesena do režimů vnitřní energie, zejména vibračních nebo rotačních, částic. S odvoláním na Clausiusův návrh, že energie v jakémkoli konkrétním režimu molekuly plynu směřuje k fixnímu poměru celkové energie, Kelvin dále navrhl, že energizované, ale pomaleji se pohybující částice budou následně v důsledku kolizí uvedeny do původního stavu (na kosmologickém měřítku) s jinými částicemi. Kelvin také tvrdil, že by bylo možné extrahovat neomezené množství volné energie z ultrafialového toku, a popsal stroj s trvalým pohybem, aby toho dosáhl.

Peter Guthrie Tait následně nazval teorii Le Sage jediným věrohodným vysvětlením gravitace, které bylo v té době předloženo. Pokračoval slovy:

Nejpozoruhodnější na tom je, že pokud je to pravda, pravděpodobně nás to povede k tomu, abychom považovali všechny druhy energie za nakonec kinetické.

Sám Kelvin však nebyl optimistický v tom, že Le Sageova teorie může nakonec poskytnout uspokojivý popis jevů. Po jeho krátkém příspěvku v roce 1873 uvedeném výše se k tomuto tématu nikdy nevrátil, kromě následujícího komentáře:

Tato kinetická teorie hmoty je snem a nemůže jím být nic jiného, ​​dokud nedokáže vysvětlit chemickou afinitu, elektřinu, magnetismus, gravitaci a setrvačnost hmot (tj. Davů) vírů. Le Sageova teorie by mohla poskytnout vysvětlení gravitace a jejího vztahu k setrvačnosti hmot na teorii vírů, nebýt základní aeolotropie krystalů a zdánlivě dokonalé izotropie gravitace. Nebyl objeven ani představen žádný objevitelný prst, který by ukazoval na způsob, který by mohl vést k překonání této obtížnosti nebo k otočení jejího boku.

Preston

Samuel Tolver Preston ilustroval, že mnoho postulátů zavedených Le Sage týkajících se gravitačních částic, jako je přímočarý pohyb, vzácné interakce atd ., By mohlo být shromážděno podle jediné představy, že se chovaly (v kosmologickém měřítku) jako částice plyn s extrémně dlouhou střední volnou cestou . Preston také přijal Kelvinův návrh vnitřních energetických režimů částic. Kelvinův model ilustroval srovnáním se srážkou ocelového prstence a kovadliny - kovadlina by se moc netřásla, ale ocelový prstenec by byl ve stavu vibrací, a proto odjíždí se sníženou rychlostí. Argumentoval také tím, že střední volná dráha částic je alespoň vzdálenost mezi planetami - na delší vzdálenosti částice znovu získají svoji translační energii v důsledku kolizí mezi sebou, takže dospěl k závěru, že na delších vzdálenostech by mezi těla, nezávislá na jejich velikosti . Paul Drude navrhl, že by to mohlo být spojení s některými teoriemi Carla Gottfrieda Neumanna a Huga von Seeligera , kteří navrhli nějaký druh absorpce gravitace v otevřeném prostoru.

Maxwell

Přehled teorie Kelvin-Le Sage publikoval James Clerk Maxwell v devátém vydání Encyclopædia Britannica pod názvem Atom v roce 1875. Po popisu základního konceptu teorie napsal (se sarkasmem podle Aronsona):

Zde se tedy zdá být cesta vedoucí k vysvětlení gravitačního zákona, který, pokud se ukáže, že je v jiných ohledech v souladu s fakty, se může ukázat jako královská cesta do samotné arkány vědy.

Maxwell komentoval Kelvinův návrh různých energetických režimů částic, že ​​to znamená, že gravitační částice nejsou jednoduché primitivní entity, ale spíše systémy s vlastními vnitřními energetickými režimy, které musí držet pohromadě (nevysvětlené) přitažlivé síly. Tvrdí, že teplota těles musí mít tendenci se blížit té, při které by byla průměrná kinetická energie molekuly těla stejná jako průměrná kinetická energie ultramateriální částice, a uvádí, že toto množství musí být mnohem větší než první a dochází k závěru, že běžná hmota by měla být spálena během několika sekund pod bombardováním Le Sage. Napsal:

Věnovali jsme této teorii více prostoru, než se zdá, že si zaslouží, protože je důmyslná a protože je to jediná teorie příčiny gravitace, která byla dosud vyvinuta tak, aby ji bylo možné napadnout a bránit.

Maxwell také tvrdil, že teorie vyžaduje „enormní výdaje vnější energie“, a proto porušuje zachování energie jako základního principu přírody. Preston reagoval na Maxwellovu kritiku argumentem, že kinetická energie každé jednotlivé jednoduché částice může být libovolně snížena předpokládáním dostatečně nízké hmotnosti (a vyšší hustoty čísel) pro částice. Tento problém však později podrobněji projednal Poincaré , který ukázal, že termodynamický problém v modelech Le Sage zůstal nevyřešen.

Isenkrahe, Ryšánek, du Bois-Reymond

Caspar Isenkrahe představil svůj model v řadě publikací v letech 1879 až 1915. Jeho základní předpoklady byly velmi podobné předpokladům Le Sage a Prestona, ale dal podrobnější aplikaci kinetické teorie. Jeho model však tvrdil, že rychlost těles po srážce byla snížena bez odpovídajícího zvýšení energie jakéhokoli jiného objektu, porušil zachování energie. Poznamenal, že existuje souvislost mezi hmotností tělesa a jeho hustotou (protože jakýkoli pokles hustoty předmětu snižuje vnitřní stínění), a tak pokračoval v tvrzení, že teplá tělesa by měla být těžší než chladnější (související s účinek tepelné roztažnosti ).

V jiném modelu provedl Adalbert Ryšánek v roce 1887 také pečlivou analýzu, včetně aplikace Maxwellova zákona o rychlostech částic v plynu. Rozlišoval gravitační a světelný éter . Toto oddělení těchto dvou médií bylo nutné, protože podle jeho výpočtů absence jakéhokoli efektu odporu na oběžné dráze Neptunu znamená dolní mez pro rychlost částic 5,10 ¹⁹ cm/s. On (jako Leray) tvrdil, že absorbovaná energie je přeměněna na teplo, které by mohlo být přeneseno do éteru zářícího světla a/nebo je používáno hvězdami k udržení jejich energetického výdeje. Tyto kvalitativní návrhy však nebyly podloženy žádným kvantitativním hodnocením množství skutečně vyrobeného tepla.

V roce 1888 Paul du Bois-Reymond namítal proti Le Sageovu modelu, částečně proto, že předpokládaná gravitační síla v Le Sageově teorii není striktně úměrná hmotnosti. Aby bylo dosaženo přesné úměrnosti hmotnosti, jak je uvedeno v Newtonově teorii (což neznamená žádné stínící nebo saturační efekty a nekonečně porézní strukturu hmoty), ultramundanní tok musí být nekonečně intenzivní. Du Bois-Reymond to odmítl jako absurdní. Kromě toho du Bois-Reymond jako Kant poznamenal, že Le Sageova teorie nemůže splnit svůj cíl, protože vyvolává pojmy jako „pružnost“ a „absolutní tvrdost“ atd., Které (podle jeho názoru) lze vysvětlit pouze pomocí přitažlivých sil . Stejný problém nastává u soudržných sil v molekulách. V důsledku toho je základní záměr takových modelů, kterým je upustit od elementárních sil přitažlivosti, nemožný.

Vlnové modely

Keller a Boisbaudran

V roce 1863 François Antoine Edouard a Em. Keller představil teorii pomocí mechanismu typu Le Sage v kombinaci s podélnými vlnami éteru. Předpokládali, že se tyto vlny šíří všemi směry a ztrácejí část své hybnosti po dopadu na těla, takže mezi dvěma těly je tlak vyvíjený vlnami slabší než tlak kolem nich. V roce 1869 Paul-Emile Lecoq de Boisbaudran představil stejný model jako Leray (včetně absorpce a výroby tepla atd.), Ale stejně jako Keller a Keller nahradil částice podélnými vlnami éteru.

Lorentz

Po těchto pokusech nahradili Le Sageovy částice jiní autoři na počátku 20. století elektromagnetické záření . To bylo ve spojení s Lorentzovou éterovou teorií a elektronovou teorií té doby, ve které se předpokládala elektrická konstituce hmoty.

V roce 1900 Hendrik Lorentz napsal, že Le Sageův model částic není v souladu s elektronovou teorií své doby. Ale zjištění, že vlaky elektromagnetických vln mohou vytvářet určitý tlak, v kombinaci s pronikavou silou paprsků Röntgen (nyní nazývaných rentgenové paprsky ), jej přivedlo k závěru, že nic nebrání možné existenci ještě pronikavějšího záření než rentgenové paprsky , který by mohl nahradit Le Sageovy částice. Lorentz ukázal, že přitažlivá síla mezi nabitými částicemi (která by mohla být použita k modelování elementárních podjednotek hmoty) by skutečně vznikla, ale pouze pokud by dopadající energie byla zcela absorbována. To byl stejný základní problém, který postihl částicové modely. Lorentz tedy napsal:

Okolnost, že by tato přitažlivost mohla existovat pouze tehdy, kdyby nějakým způsobem nebo jiná elektromagnetická energie neustále mizela, je tak vážná obtíž, že to, co bylo řečeno, nelze považovat za poskytnutí vysvětlení gravitace. Není to také jediná námitka, kterou lze vznést. Pokud gravitační mechanismus spočíval ve vibracích, které procházejí éterem rychlostí světla, přitažlivost by měla být upravena pohybem nebeských těles v mnohem větší míře, než umožňují astronomická pozorování.

V roce 1922 Lorentz poprvé zkoumal vyšetřování Martina Knudsena o vzácných plynech a v souvislosti s tím diskutoval Le Sageův model částic, následovaný souhrnem vlastního elektromagnetického Le Sage modelu - ale zopakoval svůj závěr z roku 1900: Bez absorpce žádný gravitační účinek .

V roce 1913 David Hilbert odkázal na Lorentzovu teorii a kritizoval ji tím, že tvrdil, že nemůže vzniknout žádná síla ve formě 1/r ² , pokud je vzájemná vzdálenost atomů dostatečně velká ve srovnání s jejich vlnovou délkou.

JJ Thomson

V roce 1904 JJ Thomson uvažoval o modelu typu Le Sage, ve kterém primární ultramundanský tok sestával z hypotetické formy záření mnohem pronikavějšího než rentgenové paprsky. Tvrdil, že Maxwellovu problému s teplem by se dalo vyhnout za předpokladu, že absorbovaná energie nebude přeměněna na teplo, ale znovu vyzařována v ještě pronikavější formě. Poznamenal, že tento proces může vysvětlit, odkud pochází energie radioaktivních látek - uvedl však, že pravděpodobnější je vnitřní příčina radioaktivity . V roce 1911 se Thomson vrátil k tomuto tématu ve svém článku „Matter“ v jedenáctém vydání Encyclopædia Britannica . Tam uvedl, že tato forma sekundárního záření je poněkud analogická tomu, jak průchod elektrifikovaných částic hmotou způsobuje záření ještě pronikavějších rentgenových paprsků. Poznamenal:

Je to velmi zajímavý výsledek nedávných objevů, že strojní zařízení, které Le Sage představil pro účely své teorie, má velmi blízkou analogii s věcmi, pro které nyní máme přímé experimentální důkazy ... Röntgenovy paprsky však nejsou absorbovány , pokud víme, vedou k pronikavějším Röntgenovým paprskům, jak by měly vysvětlovat přitažlivost, ale buď k méně pronikajícím paprskům, nebo k paprskům stejného druhu.

Tommasina a štětec

Na rozdíl od Lorentze a Thomsona Thomas Tommasina v letech 1903 až 1928 navrhl záření s dlouhou vlnovou délkou pro vysvětlení gravitace a záření s krátkou vlnovou délkou pro vysvětlení soudržných sil hmoty. Charles F. Brush v roce 1911 také navrhl záření s dlouhou vlnovou délkou. Později ale svůj pohled revidoval a změnil se na extrémně krátké vlnové délky.

Pozdější hodnocení

Darwine

V roce 1905 George Darwin následně vypočítal gravitační sílu mezi dvěma tělesy v extrémně blízkém dosahu, aby určil, zda by geometrické efekty vedly k odchylce od Newtonova zákona. Zde Darwin nahradil Le Sageovy klecové jednotky běžné hmoty mikroskopickými tvrdými koulemi stejné velikosti. Došel k závěru, že pouze v případě dokonale nepružných srážek (nulový odraz) obstojí Newtonův zákon, čímž se posílí termodynamický problém Le Sageovy teorie. Taková teorie je také platná pouze tehdy, pokud jsou normální a tangenciální složky nárazu zcela nepružné (na rozdíl od Le Sageova rozptylového mechanismu) a elementární částice jsou přesně stejné velikosti. Dále uvedl, že emise světla je přesným opakem absorpce částic Le Sage. Těleso s různými teplotami povrchu se bude pohybovat ve směru chladnější části. V pozdějším přehledu gravitačních teorií Darwin stručně popsal Le Sageovu teorii a řekl, že s teorií vážně uvažoval, ale poté napsal:

Nebudu dále odkazovat na tuto koncepci, kromě toho, že věřím, že žádný vědecký muž není ochoten ji přijmout jako cestu ke skutečné cestě.

Poincaré

Částečně na základě výpočtů Darwina, důležitou kritiku vyslovil Henri Poincaré v roce 1908. Došel k závěru, že přitažlivost je úměrná tomu , kde S je povrchová plocha Země, v je rychlost částic a ρ je hustota médium. Po Laplaceovi tvrdil, že k udržení hmotnostní proporcionality je horní mez pro S nejvýše desetimiliontina zemského povrchu. Nyní je odpor (tj. Odpor média) úměrný Sρv, a proto je poměr odporu k přitažlivosti nepřímo úměrný Sv . Aby se snížil odpor, Poincaré vypočítal dolní mez pro v = 24 · 10 ^17násobek rychlosti světla. Existují tedy dolní limity pro Sv a v a horní mez pro S a s těmito hodnotami lze vypočítat vyrobené teplo, které je úměrné Sρv ³ . Výpočet ukazuje, že teplota Země by stoupla o 10 ²⁶ stupňů za sekundu. Poincaré si všiml, „že Země takový režim dlouho nevydrží“. Poincaré také analyzoval některé vlnové modely (Tommasina a Lorentz) a poznamenal, že trpí stejnými problémy jako částicové modely. Aby se snížil odpor, byly nutné rychlosti superluminálních vln a stále byly vystaveny problému s ohřevem. Poté, co popsal podobný model opětovného záření jako Thomson, dospěl k závěru: „K takovým komplikovaným hypotézám jsme vedeni, když se snažíme učinit Le Sageovu teorii udržitelnou“ . ${\ Displaystyle S {\ sqrt {\ rho}} v}$

Rovněž uvedl, že pokud je v Lorentzově modelu absorbovaná energie plně přeměněna na teplo, zvýší to teplotu Země o 10 ¹³ stupňů za sekundu. Poincaré poté pokračoval v úvaze o Le Sageově teorii v kontextu „nové dynamiky“, která byla vyvinuta na konci 19. a na počátku 20. století, konkrétně s rozpoznáním principu relativity. U teorie částic poznamenal, že „ je těžké si představit kolizní zákon slučitelný s principem relativity “ a problémy tažení a zahřívání zůstávají.

Předpovědi a kritika

Hmota a částice

Pórovitost hmoty

Základní předpovědí teorie je extrémní pórovitost hmoty. Jak předpokládali Fatio a Le Sage v letech 1690/1758 (a před nimi Huygens), hmota musí sestávat převážně z prázdného prostoru, aby velmi malé částice mohly pronikat těly téměř nerušeně, a proto se každá jednotlivá část hmoty může účastnit gravitačního interakce. Tato předpověď byla (v některých ohledech) v průběhu času potvrzována. Hmota se ve skutečnosti skládá převážně z prázdného prostoru a určité částice jako neutrina mohou hmotou procházet téměř bez překážek. Představa elementárních částic jako klasických entit, které interagují přímo, určeno jejich tvary a velikostí (ve smyslu struktury sítě navržené Fatiem/Le Sageem a zrovnoprávněnými sférami Isenkrahe/Darwin), není v souladu se současným chápáním elementárních částic. Lorentzův/Thomsonův návrh elektricky nabitých částic jako základních složek hmoty je také v rozporu se současnou fyzikou.

Kosmické záření

Každý model typu Le Sage předpokládá existenci izotropního toku vyplňujícího prostor nebo záření obrovské intenzity a pronikavé schopnosti. To má určitou podobnost s kosmickým mikrovlnným zářením na pozadí (CMBR) objeveným ve 20. století. CMBR je skutečně prostor vyplňující a poměrně izotropní tok, ale jeho intenzita je extrémně malá, stejně jako jeho penetrační schopnost. Tok neutrin vycházejících (například) ze Slunce má pronikavé vlastnosti, které předpokládá Le Sage pro své ultramundální tělesa, ale tento tok není izotropní (protože hlavní zdroje neutrin jsou jednotlivé hvězdy) a intenzita je ještě menší než u CMBR. CMBR ani neutrina se samozřejmě nešíří superluminální rychlostí, což je další nezbytný atribut Le Sageových částic. Z modernějšího úhlu pohledu, když upustíme od jednoduchého „push“ konceptu Le Sage, byl zvážen a vyvrácen návrh, že neutrino (nebo nějaká jiná částice podobná neutrinu) může být zprostředkující částicí v gravitační kvantové teorii pole od Feynmana.

Gravitační stínění

Přestože se v teorii Fatio – Le Sage předpokládá, že je hmota velmi řídká, nemůže být dokonale transparentní, protože v takovém případě by neexistovala žádná gravitační síla. Nedostatek dokonalé průhlednosti však vede k problémům: s dostatečnou hmotností se množství stínování produkovaného dvěma kusy hmoty zmenší než součet stínování, které by každý z nich vytvořil samostatně, kvůli překrývání jejich stínů (P10, výše). Tento hypotetický efekt, nazývaný gravitační stínění , znamená, že přidání hmoty nevede k přímému úměrnému zvýšení gravitační hmotnosti. Aby byli Fatio a Le Sage životaschopní, předpokládali, že stínící efekt je tak malý, že jej nelze detekovat, což vyžaduje, aby interakční průřez hmoty byl extrémně malý (P10, níže). To klade extrémně vysokou dolní mez na intenzitu toku potřebnou k vytvoření pozorované gravitační síly. Jakákoli forma gravitačního stínění by představovala porušení principu ekvivalence a byla by v rozporu s extrémně přesným nulovým výsledkem pozorovaným v experimentu Eötvös a jeho následnících - z nichž všechny místo toho potvrdily přesnou ekvivalenci aktivní a pasivní gravitační hmotnosti se setrvačnou hmotou hmotnost, která byla předpovězena obecnou relativitou . Další historické informace o spojení mezi gravitačním štítem a gravitací Le Sage najdete v článku Martins a Borzeszkowski et al.

Vzhledem k tomu, že Isenkraheův návrh na propojení hustoty, teploty a hmotnosti byl založen čistě na očekávaných účincích změn hustoty materiálu a protože teplotu při dané hustotě lze zvýšit nebo snížit, Isenkraheho komentáře neimplikují žádný zásadní vztah mezi teplotou a gravitací . (Tam ve skutečnosti je vztah mezi teplotou a gravitace, stejně jako mezi vazebné energie a gravitace, ale tyto skutečné účinky nemají nic společného s návrhem Isenkrahe to. Více informací naleznete níže v části o „Coupling k energii“ ). Pokud jde o předpovědi vztahu mezi gravitací a hustotou všechny experimentální důkazy naznačují, že takový vztah neexistuje.

Rychlost gravitace

Táhnout

Podle Le Sageovy teorie je izolované tělo podrobeno tažení, pokud je v pohybu vzhledem k jedinečnému izotropnímu rámci ultramundanního toku (tj. Rámu, ve kterém je rychlost ultramundanních tělísek stejná ve všech směrech). To je způsobeno skutečností, že pokud je těleso v pohybu, částice dopadající na tělo zepředu mají vyšší rychlost (vzhledem k tělu) než ty, které udeřily do těla zezadu - tento efekt bude působit na zmenšení vzdálenosti mezi slunce a země. Velikost tohoto odporu je úměrná vu , kde v je rychlost částic a u je rychlost tělesa, zatímco charakteristická gravitační síla je úměrná v ² , takže poměr odporu k gravitační síle je úměrný  u / v . Pro danou charakteristickou sílu gravitace lze tedy velikost odporu pro danou rychlost u libovolně zmenšit zvýšením rychlosti v ultramundanních těles. Aby se však snížil odpor na přijatelnou úroveň (tj. V souladu s pozorováním) z hlediska klasické mechaniky, musí být rychlost v o mnoho řádů větší než rychlost světla . To činí Le Sageovu teorii zásadně nekompatibilní s moderní vědou o mechanice založenou na speciální relativitě , podle níž žádná částice (ani vlna) nemůže překročit rychlost světla. Navíc, i kdyby byly možné superluminální částice, účinná teplota takového toku by byla dostatečná ke spálení veškeré běžné hmoty za zlomek sekundy.

Aberace

Jak ukazuje Laplace, dalším možným Le Sageovým efektem je orbitální aberace v důsledku konečné gravitační rychlosti . Pokud se částice Le Sage nepohybují mnohem větší rychlostí, než je rychlost světla, jak předpokládali Le Sage a Kelvin, dochází k časovému zpoždění v interakcích mezi těly (tranzitní čas). V případě orbitálního pohybu to má za následek, že každé těleso reaguje na retardovanou polohu toho druhého, což vytváří vedoucí silovou složku. Na rozdíl od efektu tažení bude tato součást působit tak, že oba objekty od sebe zrychlí. Aby se udržely stabilní oběžné dráhy, musí se gravitační účinek šířit mnohem rychleji než rychlost světla, nebo nesmí být čistě středovou silou. To bylo navrhováno mnoha jako nezvratné vyvrácení jakéhokoli Le Sageova typu teorie. Naproti tomu obecná relativita je v souladu s nedostatkem znatelné aberace identifikované Laplaceem, protože i když se gravitace v obecné relativitě šíří rychlostí světla, očekávaná aberace je v interakci téměř přesně zrušena termíny závislými na rychlosti.

Rozsah gravitace

V mnoha modelech částic, jako je Kelvinův, je rozsah gravitace omezen kvůli povaze vzájemných interakcí částic. Rozsah je účinně určen rychlostí, kterou navrhované vnitřní režimy částic mohou eliminovat defekty hybnosti ( stíny ), které vznikají průchodem hmotou. Takové předpovědi týkající se efektivního rozsahu gravitace se budou lišit a jsou závislé na konkrétních aspektech a předpokladech, pokud jde o způsoby interakcí, které jsou k dispozici během interakcí částic. U této třídy modelů však pozorovaná rozsáhlá struktura vesmíru omezuje takové rozptýlení na ty, které umožní agregaci takových obrovských gravitačních struktur.

Energie

Vstřebávání

Jak je uvedeno v historické části, hlavním problémem každého modelu Le Sage je problém s energií a teplem . Jak ukázal Maxwell a Poincaré, nepružné kolize vedly k odpaření hmoty během zlomků sekundy a navrhovaná řešení nebyla přesvědčivá. Například Aronson poskytl jednoduchý důkaz Maxwellova tvrzení:

Předpokládejme, že na rozdíl od Maxwellovy hypotézy mají molekuly hrubé hmoty ve skutečnosti více energie než částice. V takovém případě by částice v průměru získaly energii při srážce a částice zachycené tělem B by byly nahrazeny energičtějšími, které by se odrazily od těla B. Tím by byl účinek gravitace obrácen: došlo by k vzájemnému odpuzování na rozdíl od pozorování mezi všemi těly pozemské hmoty. Pokud jsou na druhé straně průměrné kinetické energie částic a molekul stejné, pak by k žádnému čistému přenosu energie nedošlo a srážky by byly ekvivalentní elastickým, což, jak bylo prokázáno, nevytváří gravitační sílu.

Stejně tak je Isenkraheho porušení zákona o zachování energie nepřijatelné a Kelvinova aplikace Clausiovy věty vede (jak poznamenal sám Kelvin) k nějakému mechanismu věčného pohybu . Návrh sekundárního mechanismu opětovného vyzařování pro vlnové modely vzbudil zájem JJ Thomsona, ale Maxwell ani Poincaré jej nebrali příliš vážně, protože to s sebou nese hrubé porušení druhého zákona termodynamiky (obrovské množství energie spontánně převedeny z chladnější do teplejší formy), což je jeden z nejpevněji zavedených ze všech fyzikálních zákonů.

Energetický problém byl také zvažován ve vztahu k myšlence hromadného narůstání v souvislosti s teorií expandující Země . Mezi rané teoretiky, kteří spojili nárůst hmotnosti v jakémsi tlačném gravitačním modelu s expanzí Země, byli Yarkovsky a Hilgenberg . Myšlenka hromadného narůstání a teorie rozšiřující se Země nejsou v současné době považovány za životaschopné vědci hlavního proudu. Důvodem je, že mimo jiné, podle principu ekvivalence hmotné energie , pokud Země absorbovala energii ultramundanního toku rychlostí nezbytnou k produkci pozorované gravitační síly (tj. Pomocí hodnot vypočtených Poincaré) , jeho hmotnost by se zdvojnásobila v každém zlomku sekundy.

Spojení s energií

Na základě pozorovacích důkazů je nyní známo, že gravitace interaguje se všemi formami energie , nejen s hmotou. Elektrostatická vazebná energie jádra, energie slabých interakcí v jádru a kinetická energie elektronů v atomech, to vše přispívá ke gravitační hmotnosti atomu, jak bylo v experimentech typu Eötvös potvrzeno s vysokou přesností . To například znamená, že když se atomy určitého množství plynu pohybují rychleji, gravitace tohoto plynu se zvyšuje. Kromě toho, měsíční laserové měření experimenty ukázaly, že i gravitační vazební energie sám také tíhne, s pevností v souladu s principem ekvivalence na vysokou přesnost - což dále ukazuje, že každá úspěšná teorie gravitace, musí být nelineární a self-spojky. Le Sageova teorie nepředpovídá žádný z těchto výše uvedených efektů, ani žádnou ze známých variant Le Sageovy teorie.

Negravitační aplikace a analogie

Falešná gravitace

Lyman Spitzer v roce 1941 vypočítal, že absorpce záření mezi dvěma prachovými částicemi vede k čisté přitažlivé síle, která se mění úměrně 1/ r ² (evidentně nevěděl o stínovém mechanismu Le Sage a zejména o Lorentzových úvahách o radiačním tlaku a gravitaci). George Gamow , který tento efekt nazval „falešnou gravitací“, v roce 1949 navrhl, aby po velkém třesku teplota elektronů klesala rychleji než teplota záření pozadí. Absorpce záření vedla k Lesageovu mechanismu mezi elektrony, který mohl mít důležitou roli v procesu vzniku galaxií krátce po Velkém třesku . Tento návrh však vyvrátil Field v roce 1971, který ukázal, že tento efekt byl příliš malý, protože elektrony a záření pozadí byly téměř v tepelné rovnováze. Hogan a White v roce 1986 navrhli, aby falešná gravitace ovlivnila vznik galaxií absorpcí pregalaktického světla hvězd. Wang a Field však ukázali, že jakákoli forma falešné gravitace není schopna produkovat dostatek síly, aby ovlivnila tvorbu galaxií.

Plazma

Mechanismus Le Sage byl také identifikován jako významný faktor v chování prašného plazmatu . AM Ignatov ukázal, že mezi dvěma prachovými zrny suspendovanými v izotropním bezkolizním plazmatu vzniká přitažlivá síla v důsledku nepružných srážek mezi ionty plazmatu a zrny prachu. Tato přitažlivá síla je nepřímo úměrná druhé mocnině vzdálenosti mezi prachovými zrny a může vyvážit Coulombovo odpuzování mezi prachovými zrny.

Vakuová energie

V kvantové teorii pole se navrhuje existence virtuálních částic , které vedou k takzvanému Casimirovu jevu . Casimir vypočítal, že mezi dvěma deskami by se při výpočtu energie vakua měly počítat pouze částice se specifickými vlnovými délkami . Hustota energie mezi deskami je proto menší, pokud jsou desky blízko sebe, což vede k čisté přitažlivé síle mezi deskami. Koncepční rámec tohoto efektu se však velmi liší od teorie Fatia a Le Sage.

Poslední aktivita

Přezkum Le Sageovy teorie v 19. století identifikoval několik úzce propojených problémů s teorií. Ty se týkají nadměrného zahřívání, tření, stínění a gravitační aberace. Uznání těchto problémů ve spojení s obecným odklonem od mechanicky založených teorií vedlo k postupné ztrátě zájmu o Le Sageovu teorii. Nakonec ve 20. století byla Le Sageova teorie zastíněna Einsteinovou teorií obecné relativity .

V roce 1965 Richard Feynman zkoumal mechanismus Fatio/Lesage, především jako příklad pokusu vysvětlit „komplikovaný“ fyzikální zákon (v tomto případě Newtonův inverzní čtvercový gravitační zákon) z hlediska jednodušších primitivních operací bez použití komplexních matematiky a také jako příklad neúspěšné teorie. Poznamenává, že mechanismus „odskakujících částic“ reprodukuje zákon o inverzní mocnině a že „podivnost matematického vztahu bude velmi omezena“ , ale poté poznamenává, že schéma „nefunguje“ , protože je přetahováno pohybující se těla by mohly být předpovídány předpovědi.

Ačkoli to není považováno za životaschopnou teorii v hlavní vědecké komunitě, občas se objevují pokusy tuto teorii znovu habilitovat mimo hlavní proud, včetně Radzievského a Kagalnikova (1960), Shneiderova (1961), Buonomano a Engelse (1976) Adamut (1982), Popescu (1982), Jaakkola (1996), Tom Van Flandern (1999) a Edwards (2007)

Různé Le Sage modely a související témata jsou diskutovány v Edwards, et al.

Primární zdroje

Sekundární zdroje

externí odkazy

• Média související s gravitací Le Sage na Wikimedia Commons