Syst?m dvou neutronov?ch hv?zd generuje m?dium - vlnky v ?asoprostoru

Gravitace(univerz?ln? gravitace, gravitace) je z?kladn? interakc? v p??rod?, kter? podl?haj? v?echna t?lesa s hmotnost?. Gravitace funguje p?edev??m v kosmick?m m???tku.

Obdob? gravitace pou??v? se tak? jako n?zev sekce ve fyzice, kter? studuje gravita?n? pole a gravita?n? interakci.

Gravita?n? interakce

Nejd?le?it?j?? vlastnost? gravitace je, ?e zrychlen? mal?ch zku?ebn?ch t?les, kter? zp?sobuje, je t?m?? nez?visl? na hmotnosti t?chto t?les. To je zp?sobeno skute?nost?, ?e gravitace jako s?la v p??rod? je p??mo ?m?rn? hmotnosti interaguj?c?ch t?les. Kdy? velikost t?les dos?hne velikosti planet a hv?zd, gravita?n? s?la se st?v? rozhoduj?c? a tvo?? kulov? tvar t?chto objekt?. S dal??m n?r?stem velikosti na ?rove? galaktick?ch kup a superkup se objevuje omezen? efekt. To vede k tomu, ?e nadkupy ji? nemaj? kulat? tvar, ale p?ipom?naj? prot?hl? vl?kna ve tvaru doutn?k? soused?c? s uzly s nejhmotn?j??mi kupami galaxi?. Gravita?n? interakce je jednou ze ?ty? z?kladn?ch interakc? v na?em sv?t?. V r?mci klasick? mechaniky je pops?na gravita?n? interakce podle z?kona univerz?ln? gravitace Newton, podle kter?ho je s?la gravita?n? p?ita?livosti mezi dv?ma hmotn?mi t?lesy odd?len?mi vzd?lenost?

.

Tady - , rovn? m3/(kg s2). Znam?nko minus znamen?, ?e s?la p?sob?c? na zku?ebn? t?leso sm??uje v?dy po vektoru polom?ru od zku?ebn?ho t?lesa ke zdroji gravita?n?ho pole, tzn. gravita?n? interakce v?dy vede k p?itahov?n? t?les.

Gravita?n? pole je potenci?ln?. To znamen?, ?e m??ete zav?st potenci?ln? energii gravita?n? p?ita?livosti dvojice t?les a tato energie se po pohybu t?les po uzav?en? smy?ce nezm?n?. Potenci?l gravita?n?ho pole s sebou nese z?kon zachov?n? sou?tu kinetick? a potenci?ln? energie, kter? p?i studiu pohybu t?les v gravita?n?m poli ?asto v?razn? zjednodu?uje ?e?en?.

V r?mci newtonovsk? mechaniky je gravita?n? interakce dlouh? dosah. To znamen?, ?e bez ohledu na to, jak se hmotn? t?leso pohybuje, v jak?mkoli bod? prostoru z?vis? gravita?n? potenci?l a s?la pouze na poloze t?lesa v dan?m ?asov?m okam?iku. Nicm?n? ??etnictv? Lorentzova invariance gravita?n? s?la a zpo?d?n? v ???en? gravita?n?ho vlivu pomoc? ?e?en? pro Li?nard?v a Wiechert?v potenci?l vede k tomu, ?e p?i pohybu s konstantn? rychlost V referen?n?ch syst?mech vznik? dal?? slo?ka s?ly vlivem gravita?n? s?ly. Situace je zcela ekvivalentn? situaci s elektrickou silou, kdy p?i pohybu pozorovatel detekuje i magnetick? pole a magnetickou s?lu ?m?rnou rychlosti jeho pohyby. T?m je nutn? po??tat s omezenou rychlost? ???en? gravitace, vedouc? k nemovitosti kr?tk? dosah a zpo?d?n? gravita?n? interakce. Na konci 19. a po??tku 20. stolet? byly ?sil?m ?ady fyzik? - O. Heaviside, A. Poincar?, G. Minkowski, A. Sommerfeld, H. Lorenz a dal??ch - polo?eny z?klady (LITG ) popisuj?c? gravitaci v inerci?ln?ch vzta?n?ch syst?mech p?i relativistick?ch rychlostech

V d?sledku toho byl z?kon univerz?ln? gravitace Isaaca Newtona (1687) zahrnut do Lorentzovy invariantn? teorie gravitace, kter? p?edpov?dala docela dob?e obecn? chov?n? gravitace. V roce 1915 vytvo?il Albert Einstein (GTR), kter? popisuje jevy v gravita?n?m poli z hlediska geometrie ?asoprostoru a zohledn?n? vlivu gravitace na v?sledky ?asoprostorov?ch m??en?.

Nebesk? mechanika a n?kter? jej? ?koly

Obor mechaniky, kter? studuje pohyb t?les v pr?zdn?m prostoru pouze vlivem gravitace, se naz?v? nebesk? mechanika.

Nejjednodu???m probl?mem nebesk? mechaniky je gravita?n? interakce dvou t?les v pr?zdn?m prostoru. Tento probl?m je vy?e?en analyticky a? do konce; v?sledek jeho ?e?en? je ?asto formulov?n v v podob? t?? Keplerovy z?kony.

S rostouc?m po?tem interaguj?c?ch t?l se ?kol dramaticky komplikuje. Ji? zn?m? probl?m t?? t?les (tj. pohyb t?? t?les s nenulovou hmotnost?) tedy nelze analyticky ?e?it v obecn? podob?. P?i numerick?m ?e?en? doch?z? pom?rn? rychle k nestabilit? ?e?en? vzhledem k po??te?n?m podm?nk?m. V aplikaci na Slune?n? Soustava tato nestabilita znemo??uje p?edpov?dat pohyb planet v m???tku v?t??m ne? sto milion? let.

V n?kter?ch speci?ln?ch p??padech je mo?n? naj?t p?ibli?n? ?e?en?. Nejd?le?it?j?? je p??pad, kdy je hmotnost jednoho t?lesa v?razn? v?t?? ne? hmotnost ostatn?ch t?les (p??klady: Slune?n? soustava a dynamika Saturnov?ch prstenc?). V tomto p??pad? m??eme jako prvn? p?ibl??en? p?edpokl?dat, ?e lehk? t?lesa spolu neinteraguj? a pohybuj? se po keplerovsk?ch trajektori?ch kolem masivn?ho t?lesa. Interakce mezi nimi mohou b?t br?ny v ?vahu v r?mci teorie poruch a zpr?m?rov?ny v ?ase. V tomto p??pad? mohou vznikat netrivi?ln? jevy, jako jsou rezonance, atraktory, chaos atd. Dobr? p??klad takov? jevy - netrivi?ln? struktura Saturnov?ch prstenc?.

P?es pokusy popsat dlouhodob? chov?n? soustavy velk?ho mno?stv? p?itahuj?c?ch se t?les p?ibli?n? stejn? hmotnosti se to vzhledem k fenom?nu dynamick?ho chaosu nepoda??.

Siln? gravita?n? pole

V siln?ch gravita?n?ch pol?ch nebo p?i pohybu relativistick?mi rychlostmi se za?nou projevovat ??inky obecn? teorie relativity:

• odchylka gravita?n?ho z?kona od Newtonova;
• zpo?d?n? potenci?l? spojen?ch s kone?nou rychlost? ???en? gravita?n?ch poruch; vzhled gravita?n?ch vln;
• efekty nelinearity: gravita?n? vlny maj? tendenci se vz?jemn? ovliv?ovat, tak?e princip superpozice vln v siln?ch pol?ch ji? neplat?;
• zm?na geometrie viditeln?ho ?asoprostoru;
• v?voj singularit a vznik . Pravda, je to mo?n? pouze v p??pad? potenci?ln? nekone?n? velk? gravita?n? s?ly, co? se neprok?zalo. Ve skute?nosti jsou detekov?ny pouze velmi hust? kosmick? objekty, jako jsou neutronov? hv?zdy.

Gravita?n? z??en?

Jednou z p?edpov?d? Obecn? teorie relativity je gravita?n? z??en?, jeho? p??tomnost nebyla dosud p??m?mi pozorov?n?mi potvrzena. Existuj? v?ak nep??m? pozorovac? d?kazy ve prosp?ch jeho existence, a to: energetick? ztr?ty v du?ln? syst?m s pulsarem PSR B1913+16 (Hulse-Taylor pulsar) jsou v dobr? shod? s modelem, ve kter?m je tato energie un??ena gravita?n?m z??en?m.

Podle obecn? teorie relativity mohou gravita?n? z??en? generovat pouze syst?my s prom?nliv?mi kvadrup?lov?mi nebo vy???mi multip?lov?mi momenty. Gravita?n? s?la i-zdroj pole je proporcion?ln?, pokud je multip?l elektrick?ho typu, a – pokud je multip?l magnetick?, kde proti je charakteristick? rychlost pohybu zdroj? ve vyza?ovac? soustav?, a C- rychlost sv?tla. Dominantn? moment je tedy kvadrup?lov? moment elektrick?ho typu a s?la odpov?daj?c?ho z??en? je rovna:

kde je kvadrup?lov? momentov? tenzor rozlo?en? hmoty vyza?uj?c? soustavy. Konstantn?

W umo??uje odhadnout ??dovou velikost radia?n?ho v?konu.

Od roku 1969 byly prov?d?ny pokusy o p??mou detekci gravita?n?ho z??en? (Weberovy experimenty). V USA, Evrop? a Japonsku v sou?asnosti funguje n?kolik pozemn?ch detektor? (LIGO, VIRGO, TAMA, GEO 600) a tak? projekt vesm?rn?ho gravita?n?ho detektoru LISA (Laser Interferometer Space Antenna). Pozemn? detektor v Rusku je vyv?jen ve V?deck?m centru pro v?zkum gravita?n?ch vln „Dulkyn“ v Republice Tatarst?n.

Jemn? ??inky gravitace

Krom? klasick?ch ??ink? gravita?n? p?ita?livosti a dilatace ?asu, obecn? teorie relativita p?edpov?d? existenci dal??ch projev? gravitace, kter? jsou za pozemsk?ch podm?nek velmi slab? a jejich detekce a experiment?ln? ov??en? je proto velmi obt??n?. Doned?vna se zd?lo, ?e p?ekon?n? t?chto obt??? p?esahuje mo?nosti experiment?tor?.

Mezi n? lze jmenovat zejm?na ta?en? inerci?ln?ch vzta?n?ch soustav (nebo Lense-Thirring?v efekt) a. V roce 2005 zm??il tyto efekty pobl?? Zem? robotick? experiment NASA Gravity Probe B, ale v?sledky prezentovan? v roce 2007 byly kontroverzn? kv?li velk?m chyb?m m??en?.

Kvantov? teorie gravitace

Navzdory p?lstolet? historii pokus? je gravitace jedinou z?kladn? interakc?, pro kterou dosud nebyla zkonstruov?na konzistentn? struktura. renormalizovateln? kvantov? teorie. Na n?zk? energie, v duchu kvantov? teorie pole lze gravita?n? interakci reprezentovat jako v?m?nu graviton? - kalibra?n?ch boson? s 2 (na z?klad? konceptu obecn? relativity), nebo se spinem 1 pro Lorentzovu invariantn? teorii gravitace (LITG).

Probl?m je v tom, ?e p?i vysok?ch energi?ch p?est?v? popis pro obecnou relativitu fungovat. Proto je kvantov? gravitace v sou?asnosti p?edm?tem intenzivn?ho teoretick?ho v?zkumu.

Modern? teorie gravitace

Vzhledem k tomu, ?e dosud nebyla odhalena vnit?n? struktura ani jednoho z?kladn?ho pole, nebyly zm??eny parametry nosi?? pole, nab?z? se mo?nost popisy gravita?n? pole n?kolika konkuren?n?mi teoriemi. V?echny tyto teorie poskytuj? podobn? v?sledky v r?mci aproximace, ve kter? se v sou?asnosti prov?d?j? experiment?ln? testy (viz ?l?nek). N?sleduje n?kolik z?kladn?ch, nejv?ce dob?e vyvinut?ch nebo zn?m?ch teori? gravitace.

Obecn? teorie relativity

V mezin?rodn? soustav? jednotek SI maj? rovnice gravita?n?ho pole LITG tvar:

,

Torzn? pole je analogi? slo?ky magnetick?ho pole v elektromagnetismu. V?raz pro gravita?n? s?lu je n?sleduj?c?:

• m je hmotnost ??stice, na kterou p?sob? s?la,
• protim- rychlost ??stic.

Pro torzi vn? rotuj?c?ho t?lesa lze vzorec odvodit z v??e uveden?ch rovnic pole:

,

Kde L je moment hybnosti rotace t?lesa.

V d?sledku torzn?ho pole v gravita?n?ch jevech je ??inek mo?n?.

Pro hustotu energie a vektor hustoty energetick?ho toku gravita?n?ho pole () to vych?z?:

Proto?e v LITG je gravita?n? pole vektorov? a m? dv? slo?ky (gravita?n? zrychlen? a torzi), st?v? se p??pustn? dip?lov? gravita?n? z??en? z urychlen?ch hmotn?ch t?les. Takov? z??en? se m??e objevit nap??klad p?i zrychlen?m pohybu t?lesa pod vlivem negravita?n? s?ly. V t?lesech m? v?ak celkov? dip?lov? gravita?n? z??en? v d?sledku vz?jemn? kompenzace z??en? jednotliv?ch t?les tendenci k nule a dominantn?m se st?v? kvadrup?lov? z??en?, jako v obecn? relativit?.

Ve slab?ch pol?ch je ?asoprostor pops?n jednotkov?m metrick?m tenzorem Minkowsk?ho prostoru a rovnicemi pole Lorentz?v invariant. P?i vysok?ch rychlostech ??stic nebo v dostate?n? siln?ch pol?ch je nutn? po??tat s vlivem gravita?n?ho pole na v?sledky ?asoprostorov?ch m??en?. Gravitace m??e nap??klad vychylovat sv?teln? paprsky z jejich p?vodn?ho sm?ru a m?nit jejich rychlost. Aby se takov? jevy vzaly v ?vahu, je proveden p?echod z LITG na CTG nahrazen?m metrick?ho tenzoru Minkowsk?ho prostoru ve vzorc?ch metrick?m tenzorem zak?iven?ho pseudo-Riemannovsk?ho prostoru. To n?m umo??uje prezentovat rovnice CTG ve form? kovariantn?ho tenzoru as p?ihl?dnut?m k modifikovan?mu metrick?mu tenzoru. Tenzorov? rovnice gravita?n?ho pole v libovoln? vzta?n? soustav? prost?ednictv?m kovariantn?ch derivac? maj? tvar:

,

kde je 4-vektor hustoty hybnosti (hustota proudu hmoty) generuj?c? gravita?n? pole, antisymetrick?, sest?vaj?c? ze slo?ky .

Pomoc? tenzoru sestroj?me:

D?ky tomuto tenzoru je v LITG a v CTG automaticky vy?e?en probl?m obecn? relativity s tenzorem hustoty energie hybnosti gravita?n?ho pole. Tento tenzor se pod?l? na ?e?en? v?ech probl?m? p?i hled?n? metriky. Spolu s okrajov?mi podm?nkami (nap?. na povrchu hmotn?ch t?les) to nastavuje podm?nky nutn? pro spr?vnou identifikaci vzta?n?ch soustav, ??m? se vyhneme odpov?daj?c?mu probl?mu obecn? teorie relativity.

CTG se od obecn? teorie relativity li?? sv?mi pohybov?mi rovnicemi. Pokud je v GTR pou?ita stejn? pohybov? rovnice pro ??stice i kvanta pole (v d?sledku principu ekvivalence), pak v CTG jsou pohybov? rovnice pro ??stice a kvanta odli?n? a jsou roz???enou aplikac? zachov?n? energie a hybnosti. z?kon ve vektor-tensor form?.

P?i ?e?en? ?loh v CTG je nutn? ?e?it soustavu diferenci?ln?ch rovnic t?i typy– rovnice pro slo?ky gravita?n?ho pole, rovnice pro metrick? a pohybov? rovnice. V tomto p??pad? pohyb hmot jako zdroj? pole m?n? obraz pole a metrika se m?n? nejen v d?sledku zm?n v konfiguraci hmot, ale tak? v d?sledku zm?n v s?le gravita?n?ch pol?. Pohybov? rovnice hmoty v CTG, na rozd?l od obecn? teorie relativity, umo??uje popsat reaktivn? pohyb, p?ech?zej?c? do slab? pole do relativistick? Meshchersk?ho rovnice.

2. http://dulkyn.org.ru/ru/about.html.

3. Fedosin S.G. Hmotnost, hybnost a energie gravita?n?ho pole .Journal of Vectorial Relativity, Vol. 3, ?. 3, z??? 2008, str. 30-35);?l?nek v ru?tin?: .

4. Logunov A.A., Mestvirishvili M.A. Z?klady relativistick? teorie gravitace. – Nakladatelstv? Moskevsk? st?tn? univerzity, 1986, s. 308.

Navzdory skute?nosti, ?e gravitace je nejslab?? interakc? mezi objekty ve vesm?ru, jej? v?znam ve fyzice a astronomii je obrovsk?, proto?e m??e ovliv?ovat fyzick? objekty v jak?koli vzd?lenosti ve vesm?ru.

Pokud se zaj?m?te o astronomii, pravd?podobn? v?s napadlo, co je to takov? pojem jako gravitace nebo z?kon univerz?ln? gravitace. Gravitace je univerz?ln? z?kladn? interakce mezi v?emi objekty ve vesm?ru.

Objev gravita?n?ho z?kona je p?ipisov?n slavn?mu anglick?mu fyzikovi Isaacu Newtonovi. Pravd?podobn? mnoz? z v?s znaj? p??b?h o jablku, kter? spadlo na hlavu slavn?ho v?dce. Pokud se v?ak pod?v?te hloub?ji do historie, m??ete vid?t, ?e o p??tomnosti gravitace uva?ovali d?vno p?ed jeho ?rou filozofov? a v?dci starov?ku, nap??klad Epikuros. Byl to v?ak Newton, kdo jako prvn? popsal gravita?n? interakci mezi fyzick?mi t?lesy v r?mci klasick? mechaniky. Jeho teorii vypracoval dal?? slavn? v?dec Albert Einstein, kter? ve sv? obecn? teorii relativity p?esn?ji popsal vliv gravitace ve vesm?ru a tak? jej? roli v ?asoprostorov?m kontinuu.

Newton?v z?kon univerz?ln? gravitace ??k?, ?e s?la gravitace mezi dv?ma hmotn?mi body odd?len?mi vzd?lenost? je nep??mo ?m?rn? druh? mocnin? vzd?lenosti a p??mo ?m?rn? ob?ma hmot?m. Gravita?n? s?la je dalekos?hl?. To znamen?, ?e bez ohledu na to, jak se t?leso s hmotou pohybuje, v klasick? mechanice bude jeho gravita?n? potenci?l z?viset ?ist? na poloze tohoto objektu v dan?m ?asov?m okam?iku. ??m v?t?? je hmotnost objektu, t?m v?t?? je jeho gravita?n? pole - t?m siln?j?? gravita?n? s?la on m?. Vesm?rn? objekty, jako jsou galaxie, hv?zdy a planety, maj? nejv?t?? gravita?n? s?lu, a tedy i pom?rn? siln? gravita?n? pole.

Gravita?n? pole

Gravita?n? pole Zem?

Gravita?n? pole je vzd?lenost, ve kter? doch?z? ke gravita?n? interakci mezi objekty ve vesm?ru. ??m v?t?? je hmotnost objektu, t?m siln?j?? je jeho gravita?n? pole - t?m je jeho dopad na jin? fyzick? t?la v ur?it?m prostoru znateln?j??. Gravita?n? pole objektu je potenci?ln?. Podstatou p?edchoz?ho tvrzen? je, ?e pokud zavedete potenci?ln? energii p?ita?livosti mezi dv? t?lesa, nezm?n? se ani pot?, co se t?leso pohybuje po uzav?en? smy?ce. Odtud poch?z? dal?? slavn? z?kon zachov?n? sou?tu potenci?ln? a kinetick? energie v uzav?en? smy?ce.

V hmotn?m sv?t? m? gravita?n? pole velk? v?znam. Je vlastn?na v?emi hmotn?mi objekty ve Vesm?ru, kter? maj? hmotnost. Gravita?n? pole m??e ovlivnit nejen hmotu, ale i energii. Pr?v? vlivem gravita?n?ch pol? tak velk?ch kosmick?ch objekt?, jako jsou ?ern? d?ry, kvasary a supermasivn? hv?zdy, vznikaj? slune?n? soustavy, galaxie a dal?? astronomick? hv?zdokupy, kter? se vyzna?uj? logickou strukturou.

Ned?vn? v?deck? data ukazuj?, ?e slavn? efekt expanze vesm?ru je tak? zalo?en na z?konech gravita?n? interakce. Expanze vesm?ru je usnadn?na zejm?na siln?mi gravita?n?mi poli, a to jak jeho mal?ch, tak nejv?t??ch objekt?.

Gravita?n? z??en? ve dvojkov? soustav?

Gravita?n? z??en? nebo gravita?n? vlna je term?n, kter? poprv? zavedl do fyziky a kosmologie slavn? v?dec Albert Einstein. Gravita?n? z??en? v teorii gravitace vznik? pohybem hmotn?ch objekt? s prom?nn?m zrychlen?m. P?i zrychlov?n? objektu se od n?j jakoby „odtrhne“ gravita?n? vlna, co? vede k oscilac?m gravita?n?ho pole v okoln?m prostoru. Tomu se ??k? efekt gravita?n? vlny.

P?esto?e gravita?n? vlny p?edpov?d? Einsteinova obecn? teorie relativity stejn? jako jin? teorie gravitace, nikdy nebyly p??mo detekov?ny. Je to d?no p?edev??m jejich extr?mn? malost?. V astronomii v?ak existuj? nep??m? d?kazy, kter? mohou tento efekt potvrdit. Vliv gravita?n? vlny lze tedy pozorovat na p??kladu konvergence dvojhv?zd. Pozorov?n? potvrzuj?, ?e rychlost konvergence dvojhv?zd do ur?it? m?ry z?vis? na ztr?t? energie z t?chto kosmick?ch objekt?, kter? se pravd?podobn? vynakl?d? na gravita?n? z??en?. V?dci budou moci tuto hypot?zu v bl?zk? budoucnosti spolehliv? potvrdit pomoc? nov? generace dalekohled? Advanced LIGO a VIRGO.

V modern? fyzice existuj? dva koncepty mechaniky: klasick? a kvantov?. Kvantov? mechanika byla vyvinuta relativn? ned?vno a z?sadn? se li?? od klasick? mechaniky. V kvantov? mechanika objekty (kvanta) nemaj? ur?it? polohy a rychlosti, v?e je zde zalo?eno na pravd?podobnosti. To znamen?, ?e objekt m??e v ur?it?m ?asov?m okam?iku zauj?mat ur?it? m?sto v prostoru. Kam se bude d?le pohybovat, nelze spolehliv? ur?it, ale pouze s vysokou m?rou pravd?podobnosti.

Zaj?mav?m efektem gravitace je, ?e dok??e oh?bat ?asoprostorov? kontinuum. Einsteinova teorie ??k?, ?e v prostoru kolem svazku energie nebo jak?koli hmotn? substance je ?asoprostor zak?iven?. V souladu s t?m se m?n? dr?ha ??stic, kter? spadaj? pod vlivem gravita?n?ho pole t?to l?tky, co? umo??uje s vysokou m?rou pravd?podobnosti p?edpov?dat dr?hu jejich pohybu.

Teorie gravitace

Dnes v?dci znaj? v?ce ne? tucet r?zn?ch teori? gravitace. D?l? se na klasick? a alternativn? teorie. Nejzn?m?j??m p?edstavitelem t? prvn? je klasick? teorie gravitace od Isaaca Newtona, kterou vynalezl slavn? britsk? fyzik ji? v roce 1666. Jeho podstata spo??v? v tom, ?e masivn? t?leso v mechanice generuje kolem sebe gravita?n? pole, kter? p?itahuje men?? objekty. Ty maj? zase gravita?n? pole, jako v?echny ostatn? hmotn? objekty ve vesm?ru.

Dal?? popul?rn? teorie gravitace byla vynalezena sv?tov? proslul?m n?meck?m v?dcem Albertem Einsteinem na po??tku 20. stolet?. Einstein dok?zal p?esn?ji popsat gravitaci jako jev a tak? vysv?tlit jej? p?soben? nejen v klasick? mechanice, ale i v kvantov?m sv?t?. Jeho obecn? teorie relativity popisuje schopnost s?ly, jako je gravitace, ovliv?ovat ?asoprostorov? kontinuum, stejn? jako trajektorii pohybu. element?rn? ??stice ve vesm?ru.

Z alternativn?ch teori? gravitace si snad nejv?t?? pozornost zaslou?? relativistick? teorie, kterou vymyslel n?? krajan, slavn? fyzik A.A. Logunov. Na rozd?l od Einsteina Logunov tvrdil, ?e gravitace nen? geometrick?, ale skute?n?, pom?rn? siln? fyzick? silov? pole. Z alternativn?ch teori? gravitace jsou zn?my i skal?rn?, bimetrick?, kvaziline?rn? a dal??.

1. Pro lidi, kte?? byli ve vesm?ru a vr?tili se na Zemi, je zpo??tku docela t??k? zvyknout si na s?lu gravita?n?ho vlivu na?? planety. N?kdy to trv? n?kolik t?dn?.
2. Bylo prok?z?no, ?e lidsk? t?lo ve stavu bezt??e m??e ztratit a? 1 % hmoty kostn? d?en? za m?s?c.
3. Mezi planetami slune?n? soustavy m? Mars nejmen?? gravita?n? s?lu a nejv?t?? Jupiter.
4. Zn?m? bakterie salmonely, kter? zp?sobuj? st?evn? onemocn?n?, se ve stavu bezt??e chovaj? aktivn?ji a jsou schopny lidsk?mu organismu zp?sobit mnohem v?t?? ?kody.
5. Ze v?ech zn?m?ch astronomick?ch objekt? ve vesm?ru maj? ?ern? d?ry nejv?t?? gravita?n? s?lu. ?ern? d?ra o velikosti golfov?ho m??ku by mohla m?t stejnou gravita?n? s?lu jako cel? na?e planeta.
6. Gravita?n? s?la na Zemi nen? ve v?ech koutech na?? planety stejn?. Nap??klad v oblasti Hudsonova z?livu v Kanad? je ni??? ne? v jin?ch oblastech sv?ta.

Gravitace se objevila jako v?da o p?ita?livosti t?les. A? do prvn? poloviny 20. stolet? byla cel? teorie gravitace zalo?ena pouze na Newtonov?ch z?konech. N?kdy se tomu ??k? newtonovsk? gravitace. Na za??tku 20. stolet? se nashrom??dilo nem?lo experiment?ln?ch a teoretick?ch fakt?, kter? nazna?ovaly nep?esnost Newtonovy gravitace.

Mezi experiment?ln? fakta pat?? nap??klad posun perh?lia dr?hy Merkuru. Je zn?mo, ?e dr?ha Merkuru kolem Slunce je elipsa, bod nejbl??e Slunci se naz?v? perhelium. Tato elipsa nestoj?, ale pomalu se ot???, ??m? m?n? polohu perih?lia. Jak experimenty objevily na za??tku 20. stolet?, perhelium se pohybuje rychleji, ne? p?edpov?daj? Newtonovy z?kony.

N?sleduj?c? skute?nost lze p?i??st teoretick?m nep?esnostem. Jak je zn?mo, dobrou inerci?ln? vzta?nou soustavou je voln? padaj?c? v?tah. V?echny procesy ve v?ech voln? padaj?c?ch v?tahech jsou stejn?. P?edstavte si v?ak dva padaj?c? v?tahy. Jeden nap??klad v Africe a druh? v Ji?n? Amerika. Hlavy v?tah? budou inerci?ln? vzta?n? soustavy, ale vz?jemn? se budou pohybovat se zrychlen?m. Tato skute?nost je v rozporu s prvn?m Newtonov?m z?konem.

Newtonova teorie gravitace je nav?c zalo?ena na konceptu gravitace, co? je s?la dlouh?ho dosahu: p?sob? okam?it? na jakoukoli vzd?lenost. Tato okam?it? povaha akce je neslu?iteln? se speci?ln? teori? relativity. V t?to teorii se ??dn? informace nem??e ???it vy??? rychlost sv?tlo ve vakuu.

Ve dvac?t?ch letech minul?ho stolet? Einstein navrhl zcela novou teorii gravitace. V r?mci t?to teorie se p?edpokl?d?, ?e gravita?n? ??inky nejsou zp?sobeny silovou interakc? t?les a pol? nach?zej?c?ch se v ?asoprostoru, ale deformace samotn?ho ?asoprostoru, co? je spojeno zejm?na s p??tomnost? hmoty-energie.

Ud?lejme malou odbo?ku. Podle Einsheinovy teorie hmoty a energie p?edstavuj? stejn? parametr t?la. Vztah mezi hmotnost? a energi? je d?n jednoduch?m vzorcem E = m c^2. Jak je zn?mo ze SRT (zde je odkaz), hmotnost t?lesa se zvy?uje, pokud je mu p?ed?na kinetick? energie. ??inek je patrn?, pokud se rychlost t?la bl??? rychlosti sv?tla. K podobn?mu efektu dojde nap??klad p?i zah??t? organismu. Vzhledem k velk?mu parametru c = 300 000 km/s je ale dost t??k? takov? efekt zaznamenat. V dal??m popisu se pokus?me podobn?m matematick?m formulac?m vyhnout.

Tak?e popis gravita?n? interakce mezi t?lesy lze zredukovat na popis ?asoprostoru, ve kter?m se t?lesa pohybuj?. Je p?irozen? p?edpokl?dat, ?e se t?lesa pohybuj? setrva?nost?, tedy takov?m zp?sobem, ?e jejich zrychlen? v jejich vlastn? vzta?n? soustav? je nulov?. Trajektorie t?les pak budou tzv. geodetick? ??ry. P?esn? definice geodetick? linie je pom?rn? slo?it?. ?ekn?me, ?e pro ploch? prostor je geodetick? ??ra jen p??mka. Geodetick? ??ra nap??klad pro Zemi ve slune?n? soustav? je elipsa - to je dr?ha Zem?.

Pokusme se srozumiteln? popsat mechanismus interakce mezi dv?ma masivn?mi t?lesy. Nejjednodu??? zp?sob, jak to ud?lat, je ve dvourozm?rn?m p??pad? (a ne ve ?ty?rozm?rn?m p??pad?, jako ve skute?nosti). T??k? koule budeme reprezentovat jako masivn? t?la a jako prostor, kter? se prohne, pokud jsou do n?j um?st?na masivn? t?la, m??eme vz?t m?kkou gumovou podlo?ku. P?ipome?me, ?e se jedn? pouze o model pro vizu?ln? zn?zorn?n? Einsteinovy gravitace. Polo??me m?? na podlo?ku pod t?hou tohoto m??e, podlo?ka se trochu prohne. V?sledn? otvor je modelem zak?iven?ho prostoru. Pokud pobl?? um?st?te druh? m??ek, bude se zd?t, ?e ho ten prvn? za?ne p?itahovat, proto?e ten prvn? je jakoby v d??e.

Podobn? efekt lze pozorovat p??mo, pokud jsou dva m??ky vypu?t?ny paraleln? vedle sebe pod?l gumov? membr?ny, na kter? je uprost?ed um?st?n masivn? p?edm?t. Kuli?ky se rozpt?l?: ta, kter? byla bl??e k p?edm?tu protla?uj?c?mu membr?nu, bude m?t sklon ke st?edu siln?ji ne? vzd?len?j?? koule. Tento rozpor je zp?soben zak?iven?m membr?ny.

Einsteinova teorie neodpov?d?, pro? masivn? t?lesa oh?baj? prostor. A tak? pro? se t?lesa pohybuj? po geodetick?ch lini?ch. To v?e je jen p?edpoklad, a jak ??k? samotn? teorie, to v?e jsou vlastnosti samotn?ho prostoru, ve kter?m ?ijeme. Rovnice Einsteinovy teorie gravitace v?ak dosud poskytuj? nejp?esn?j?? obraz o pohybu objekt? ve vesm?ru.

Je u?ite?n? uv?st Einsteinovu gravita?n? rovnici.

Vpravo Tato rovnice obsahuje tzv. tenzor energie-hybnosti. Je to on, kdo popisuje hmotnost a energii hmoty v dan?m bod? prostoru. Vlevo jsou dva pojmy, prvn?m je Einstein?v tenzor – veli?ina, kter? popisuje zak?iven? prostoru. Tato rovnice tedy d?v? souvislost mezi hmotnost? t?les v prostoru a zak?iven?m pr?v? tohoto prostoru.

Na lev? stran? rovnice je dal?? ?len – jedn? se o tzv. lambda ?len. Pr?v? tento ?len vyvol?v? mezi v?dci nejv?t?? kontroverze. Historick? fakta??kaj?, ?e Einstein p?idal tento v?raz do rovnice na posledn? chv?li - kdy? ji? byly provedeny v?echny v?po?ty, a d?vody, pro? by m?l b?t tento v?raz p?id?n do rovnice, jsou zcela nezn?m?. Faktem je, ?e tento ?len je ve smyslu odpov?dn? za vlastnost samotn?ho prostoru. Toti? proto, ?e prostor, bez ohledu na t?lesa v n?m um?st?n?, se bude rychle roz?i?ovat. Zrychlen?, se kter?m se prostor rozp?n?, je velmi mal? a je extr?mn? obt??n? jej experiment?ln? zm??it.

Profesor Erik Verlinde z Amsterdamsk? univerzity vyvinul novou hypot?zu gravitace. V?dec ned?vno zve?ejnil sv? poznatky v n?kolika v?deck?ch publikac?ch. Hlavn? ??st hypot?zy navrhl ji? v roce 2010. Jeho hlavn?m poselstv?m je, ?e gravitace nen? z?kladn? p??rodn? silou, je to n?hodn? jev.

Podle Verlindeho je gravitace v?sledkem zm?n hlavn?ch bit? informac? ulo?en?ch v samotn? struktu?e prostoru a ?asu. Tvrd?, ?e gravitace se vysv?tluje ur?it?m rozd?lem hustoty entropie v prostoru mezi dv?ma t?lesy a v okoln?m prostoru. P?ita?livost dvou makroskopick?ch t?les tedy vysv?tluje zv??en?m celkov? entropie se zmen?en?m vzd?lenosti mezi t?lesy. Jin?mi slovy, syst?m se jednodu?e p?esune do pravd?podobn?j??ho makrostavu.

Ve sv?m ?l?nku z roku 2010 v?dec uk?zal, jak m??e b?t druh? Newton?v z?kon, kter? m??e vysv?tlit jablka padaj?c? ze stromu nebo stabiln? dr?hu um?l? dru?ice Zem?, konkr?tn?m projevem interakce t?chto element?rn?ch blok? hmoty. „Newtonovy z?kony nefunguj? na mikro?rovni, ale funguj? na ?rovni jablek a planet. M??ete to p?irovnat k tlaku plynu. Molekuly plynu samy o sob? ??dn? tlak nevytv??ej?, ale ur?it? objem plynu ano,“ ?ekl v roce 2010 v?dec. Podle Verlindeho lze chov?n? hv?zd v galaxi?ch, o kter?ch se mnoz? v?dci domn?vaj?, ?e jsou v rozporu s obecn? p?ij?man?mi p?edstavami o ?asoprostoru, vysv?tlit bez zaveden? dal??ho faktoru, jako je temn? hmota.

Temn? hmota v astronomii a kosmologii, stejn? jako v teoretick? fyzice, je hypotetick? forma hmoty, kter? nevyza?uje elektromagnetick? radiace a p??mo s n?m neinteraguje. Tato vlastnost t?to formy hmoty znemo??uje jej? p??m? pozorov?n?. Z?v?r o existenci temn? hmoty byl u?in?n na z?klad? ?etn?ch, vz?jemn? konzistentn?ch, ale nep??m?ch znak? chov?n? astrofyzik?ln?ch objekt? a gravita?n?ch efekt?, kter? vytv??ej?. Zji?t?n? podstaty temn? hmoty pom??e vy?e?it probl?m skryt? hmoty, kter? spo??v? zejm?na v anom?ln? vysok? rychlosti rotace vn?j??ch oblast? galaxi?.

Faktem je, ?e vn?j?? oblasti galaxi? rotuj? kolem sv?ho st?edu mnohem rychleji, ne? by m?ly. V?dci ji? d?vno vypo??tali rychlost rotace galaxi?, pokud hv?zdy, planety, mlhoviny, tedy viditeln? hmota, jsou jedinou hmotou, kter? ve Vesm?ru existuje. Ve skute?nosti n?co v?razn? zvy?uje gravitaci, co? je d?vod, pro? se vn?j?? oblasti galaxie ot??ej? rychleji, ne? by m?ly. Pro ozna?en? tohoto „n??eho“ v?dci navrhli mo?nost existence neviditeln? hmoty, kter? m? nicm?n? v?znamn? dopad na v?echny objekty ve viditeln? ??sti vesm?ru. Nav?c podle v?po?t? by temn? hmoty m?lo b?t n?kolikan?sobn? v?ce ne? b??n? hmoty. P?esn?ji ?e?eno, v??? se, ?e 80 % hmoty v na?? viditeln? ??sti Vesm?ru je temn? hmota.

Prvn?, kdo provedl p?esn? a spolehliv? v?po?ty, kter? nazna?ovaly existenci temn? hmoty, byli astronomov? Vera Rubin z Carnegie Institution a Kent Ford. V?sledky m??en? uk?zaly, ?e v?t?ina hv?zd v spir?ln? galaxie se pohybuj? po drah?ch p?ibli?n? stejn? ?hlov? rychlost, co? vede k my?lence, ?e hustota hmoty v galaxi?ch je stejn? pro ty oblasti, kde se nach?z? v?t?ina hv?zd, a pro ty oblasti (na okraji disku), kde je hv?zd m?lo.

Navzdory skute?nosti, ?e existenci temn? hmoty v?t?ina v?dc? p?ij?m?, neexistuj? ??dn? p??m? d?kazy o jej? existenci. V?echny tyto d?kazy jsou nep??m?.

Podle Erika Verlindeho lze v?e vysv?tlit bez p?id?v?n? modern? model existenci vesm?ru tajemn? hmoty, kterou nelze odhalit. Verlinde ??k?, ?e jeho hypot?za byla testov?na a p?esn? p?edpov?d? rychlost rotace hv?zd kolem st?edu na?? galaxie, stejn? jako rychlost rotace vn?j??ch oblast? jin?ch galaxi? kolem spole?n?ho st?edu.

„Nov? vize teorie gravitace je v souladu s pozorov?n?mi v?dc?. „Celkov? se gravitace ve velk?ch m???tc?ch jednodu?e nechov? tak dob?e, jak p?edpov?d? Einsteinova teorie,“ ?ekl Verlinde.

Na prvn? pohled jsou z?kladn? principy Verlindeovy hypot?zy podobn? jako u jin?ch hypot?z, v?etn? MOND (modified Newtonian Dynamics). Ale ve skute?nosti tomu tak nen?: MOND jednodu?e modifikuje obecn? p?ij?manou teorii pomoc? jej?ch princip? a ustanoven?. Holandsk? hypot?za ale pracuje s nov?mi principy, v?chodisko je jin?.

Hypot?za na?la m?sto pro holografick? princip, formulovan? u?itelem Verlindem Gerardem 't Hooftem (obdr?el Nobelovu cenu v roce 1999) a v?dcem Leonardem Susskindem (Stanfordsk? univerzita) Podle tohoto principu lze popsat v?echny informace ve Vesm?ru jako ob?? imagin?rn? kouli kolem n?j Teorie na hranic?ch zkouman? oblasti prostoru by m?la obsahovat maxim?ln? jeden stupe? volnosti na Planckovu oblast Verlinde tvrd?, ?e tato teorie nebere v ?vahu skute?nost, ?e n?kter? informace v n?? vesm?r nen? jen projekce, je zcela re?ln?.

A pr?v? tyto dodate?n? informace jsou d?vodem rychlej?? rotace vn?j??ch oblast? galaxi? ve srovn?n? s vypo??tan?mi hodnotami. Skute?n? informace v na?em Vesm?ru mohou vysv?tlit je?t? jeden dal?? faktor – temnou energii, za kterou se dnes v?eobecn? v??? hlavn? d?vod nonstop expanze vesm?ru. Nav?c, jak v roce 1998 uk?zali laure?ti Nobelovy ceny Saul Perlmutter, Saul Perlmutter, Brian Schmidt a Adam Riess, rychlost rozp?n?n? vesm?ru nen? konstantn?, jak se d??ve myslelo, tato rychlost se neust?le zvy?uje. Obecn? uzn?vanou teori? je, ?e temn? energie tvo?? asi 70 % obsahu vesm?ru a v?dci se sna?? naj?t jej? stopy v mikrovlnn?m z??en? pozad?.

Profesor tvrd?, ?e mnoho fyzik? nyn? pracuje na revizi teorie gravitace a v t?to oblasti ji? bylo dosa?eno ur?it?ho pokroku. Podle Nizozemce je v?da na pokraji revoluce, kter? m??e zm?nit p?edstavy lid? o povaze prostoru, ?asu a gravitace.

Z?rove? mnoho fyzik? nad?le v???, ?e temn? energie a hmota jsou skute?n?. Sesandri Nadathur z University of Portsmouth (UK) tedy minul? m?s?c publikoval svou pr?ci

To, ?emu ??k?me pokrok, je
je nahrazen? jednoho probl?mu jin?m.
Henry Havelock Ellis

Teorie gravitace alternativa k obecn? teorii relativity

Nic ned?l? n?? ?ivot takhle
p??jemn? jako nevyhnuteln?
alternativn?.
Lidov? moudrost

V?echno plyne, v?echno se m?n?. Byly doby, kdy se zd?lo, ?e nen? t?eba si p??t lep?? teorii gravitace, ne? je Newtonova. V cel? knize jsme popsali, jak krok za krokem obecn? teorie relativity „zaujala sv? m?sto na slunci“. Do jej?ch 100. narozenin zb?v? u? jen p?r let. Jak? je jej? stav nyn?? GTR je bezpochyby nejpopul?rn?j?? teori? gravitace, p?edev??m v astrofyzice a kosmologii, a my jsme se to pokusili uk?zat. Teorie struktury a v?voje hv?zd, zejm?na v z?v?re?n?ch f?z?ch; efekty na povrchu kompaktn?ch a ultrahust?ch p?edm?t?; kosmologick? modely v r?zn? ?ry evoluce a mnoho dal??ho nelze uspokojiv? vypo??tat bez pou?it? obecn? teorie relativity. Na z?klad? efekt? p?edpov?dan?ch Obecnou teori? relativity vznikaj? cel? oblasti v?zkumu - hled?n? gravita?n?ch vln, studium gravita?n?ch ?o?ek atd. Obecn? teorie relativity se jako sou??st teoretick? fyziky vyu??v? i v mnoha z?kladn?ch v?zkumech.

Ve skute?nosti ihned po potvrzen? klasick?mi testy z?skala obecn? teorie relativity neb?valou popularitu. Ale samoz?ejm? m??en?m odklonu paprsku sv?tla od vzd?len? hv?zdy v gravita?n?m poli Slunce, posunu perih?lia planet ve Slune?n? soustav? a tak? ?erven?ho gravita?n?ho posunu v poli Zem? v?c neskon?ila a nemohla skon?it. Od sv?ho dokon?en? v roce 1915 byly jak z?kladn? principy, tak rovnice neust?le testov?ny a znovu testov?ny s rostouc? p?esnost?. Nebyly v?ak z?sk?ny ??dn? v?sledky, kter? by odporovaly obecn? relativit?. Nav?c se ji? dlouho pou??v? pro praktick? ??ely, jako je v?po?et drah satelit?, planet a trajektori? meziplanet?rn?ch vozidel.

M??eme ??ci, ?e ??inky obecn? teorie relativity se ji? vyu??vaj? v ka?dodenn?m ?ivot?: ke zv??en? p?esnosti naviga?n?ch a sledovac?ch syst?m?, jako je GPS. Na ob??n? dr?ze ve v??ce 20 000 km je neust?le 24 a? 27 satelit?. Ke zlep?en? p?esnosti se pou??vaj? sign?ly z n?kolika satelit?, kter? si vym??uj? sign?ly se za??zen?mi na Zemi. To vy?aduje p??snou synchronizaci hodin na v?ech za??zen?ch. Ukazuje se, ?e p?esnost atomov?ch hodin nesta??. Je t?eba po??tat se zpomalen?m hodin, ke kter?mu doch?z? podle obecn? teorie relativity v gravita?n?m poli Zem?. Jin?mi slovy, stejn? hodiny na Zemi jdou pomaleji ne? na ob??n? dr?ze. Pro v??ku 20 000 km je tento rozd?l 38 ms za den a povede k chyb? p?i ur?ov?n? vzd?lenosti a? 10 m. Aby se tento efekt kompenzoval, je v?ce upravena rychlost hodin „podle pasu“ na ob??n? dr?ze pomalu. Pokud budou spu?t?ny z ob??n? dr?hy a um?st?ny vedle t?ch na Zemi, budou zpo?d?ny o 38 mikrosekund za den.

A? dosud na?e prezentace skute?n? demonstrovala ?sp?chy GTR a m??e se zd?t, ?e d?ky tomuto r??ov?mu obrazu, krom? GTR, nebyly zva?ov?ny ??dn? dal?? teorie, nebylo navr?eno nic jin?ho, nebo bylo v?e „neeinsteinovsk?“ zcela smeteno . V?bec ne. ?innosti k vytvo?en? teori? gravitace byly a z?st?vaj? velmi energick?. V?voj teori? a jejich aktivn? a komplexn? testov?n? ?ly ruku v ruce v pr?b?hu 20. stolet? i d?le.

V?t?inu test? lze za?adit do speci?ln?ch t??d navr?en?ch americk?m relativistou Cliffordem Willem v roce 2001:

Nejjednodu??? d?vody.
Einstein?v princip ekvivalence.
Parametrizovan? postnewtonovsk? formalismus.

Budeme mluvit o souladu s posledn?mi dv?ma t??dami n??e, ale nyn? poj?me diskutovat o tom, jak? jsou „nejjednodu??? d?vody“?

Na po??tku 70. let sestavila skupina v?dc? z California Institute of Technology pod veden?m ideologa projektu LIGO profesora Kipa Thorna a tak? Clifforda Willa a tchajwansk?ho fyzika Wei-Tou Ni seznam teori? gravitace 20. stolet?. U ka?d? teorie se divili n?sleduj?c? ot?zky k probl?mu nejjednodu???ch z?klad?:

Je teorie konzistentn??
je to kompletn??
souhlas? s n?kolika standardn?mi odchylkami se v?emi dosud proveden?mi experimenty?

Krit?rium „konzistence se v?emi dosud proveden?mi experimenty“ bylo ?asto nahrazov?no krit?riem „konzistence s v?t?inou d?sledk? newtonovsk? mechaniky a speci?ln? teorie relativita."

Sebekonzistence nemetrick? teorie zahrnuje po?adavky nap??klad nep??tomnost tachyon?, hypotetick?ch ??stic pohybuj?c?ch se rychlost? v?t?? ne? sv?tlo; absence probl?m? v chov?n? pol? v nekone?nu atd.

Aby byla teorie gravitace pln?, mus? b?t schopen popsat v?sledky jak?hokoli mysliteln?ho experimentu, mus? b?t v souladu s jin?mi fyzik?ln?mi teoriemi potvrzen?mi experimentem. Nap??klad jak?koli teorie, kter? nedok??e z prvn?ch princip? p?edpov?d?t pohyb planet nebo chov?n? atomov?ch hodin, je ne?pln?.

P??kladem ne?pln? a nekonzistentn? teorie je Newtonova teorie gravitace v kombinaci s Maxwellov?mi rovnicemi. V takov? teorii je sv?tlo (jako fotony) vychylov?no gravita?n?m polem (a?koli dvakr?t slab??m ne? v obecn? teorii relativity) a sv?tlo (jako elektromagnetick? vlny) - Ne.

Pokud n?jak? teorie tato krit?ria nespl?ovala, pak p?esto nesp?chali, aby ji zahodili. Pokud byla teorie ne?pln? ve sv?ch z?kladech, skupina se ji pokusila doplnit mal?mi zm?nami, obvykle redukuj?c? teorii v nep??tomnosti gravitace na speci?ln? teorii relativity. Teprve pot? byl u?in?n z?v?r, zda to stoj? za dal?? zv??en?. V 70. letech existovalo n?kolik des?tek teori?, kter? si zaslou?? pozornost. T??ko ??ct, ale za posledn? dv? t?i desetilet? jejich po?et mohl dos?hnout stovky i v?ce. V?e z?vis? na odpov?di na ot?zku, co je pova?ov?no za jednu teorii a co je t??da teori?. Proto nyn? prob?h? v?b?r podle r?zn?ch krit?ri? a s je?t? v?t?? v??n?. To je nesm?rn? d?le?it?, proto?e existuj? p?edpoklady, ?e v nadch?zej?c?ch desetilet?ch se obecn? teorie relativity zm?n?, a? u? v mal?m nebo velk?m m???tku, nebo sou?asn?.

Ov??en? obecn? relativity v m???tku planet?rn?ch syst?m?

Nyn? si p?ipome?me, ?e z?kladem GTR jako metrick? teorie je princip ekvivalence a postul?t pohybu pod?l geodetiky. Je zn?mo, ?e tyto principy, pokud jsou stanoveny s naprostou p?esnost?, vyhovuj? pouze „?ist?“ metrick?m teori?m (s drobn?mi v?hradami), tedy teori?m, kde je reprezentov?no gravita?n? pole. pouze metrick? tenzor. Ukazuje se, ?e obecn? relativita je pouze nejjednodu??? verze metrick? teorie. Bez jak?hokoli poru?en? t?chto z?klad? si lze p?edstavit nespo?et (bez nads?zky) r?zn?ch metrick?ch teori?. Jak tedy lze teorii zm?nit? ?eho se v tomto p??pad? chytit? Samoz?ejm? pouze experiment a pozorov?n? m??e v?e uv?st na pravou m?ru. Ale klasifikace alternativn?ch n?vrh? vy?aduje vlastn? strategii.

Pracuje na standardn? formalismus Arthur Eddington (1882–1944) za?al testovat alternativn? modely gravitace ji? v roce 1922. Zdokonalov?n? tohoto formalismu tak ?i onak pokra?ovalo po cel? desetilet? a ameri?t? fyzici Clifford Will a Kenneth Nordvedt d?lo dokon?ili v roce 1972. Navrhli tzv. parametrizovan? postnewtonovsk? (PPN) formalismus. Je ur?en pro teorie bu? ?ist? metrick?, nebo s efektivn? metrikou reprezentuj?c? zak?iven? ?asoprostor, kde doch?z? k fyzik?ln?m interakc?m. Uva?uj? se pouze odchylky od newtonovsk? mechaniky, tak?e formalismus je pou?iteln? pouze ve slab?ch pol?ch. Obecn? existuje 10 parametr? PPN. V p??pad? obecn? teorie relativity se 2 z nich rovnaj? jedn? a zb?vaj?c?ch 8 se rovn? nule.

Jak je formalismus PPN u?ite?n? p?i kontrole obecn? teorie relativity? Nov? technologie umo??uj? pom?rn? p?esn? sledovat pohyby nebesk?ch t?les a modern? standardn? test funguje n?sledovn?. Pou?it? obecn?ch rovnic relativity p?esn? Ve form? PPN se po??taj? trajektorie t?les ve Slune?n? soustav?. Tento typ se ukazuje jako nejkonstruktivn?j??. Pot? jsou porovn?ny s pozorovac?mi ?daji. Sou?asn?m v?sledkem je, ?e korespondence teoretick? PPN parametry obecn? teorie relativity pozorovateln? je potvrzena s p?esnost? na desetiny a? setiny procenta - to je velmi vysok? p?esnost.

Dal??mi p?esn?mi testy jsou pozorov?n? dvojit?ch pulsar?: syst?m? sest?vaj?c?ch ze dvou neutronov?ch hv?zd, z nich? je dnes zn?mo asi tucet. Krom? toho existuj? syst?my skl?daj?c? se z r?diov?ho pulsaru a b?l?ho trpasl?ka, jsou tak? vhodn? pro testy. Na z?klad? t?chto pozorov?n? jsou vypo?teny orbit?ln? parametry. Ukazuje se, ?e odchylky od Keplerianov?ch hodnot se shoduj? s odchylkami p?edpov?dan?mi Obecnou teori? relativity, rovn?? s p?esnost? na desetiny a setiny procenta. Odborn?ci jsou velmi optimisti?t? ohledn? vyhl?dek na zv??en? p?esnosti p?i studiu dvojit?ch pulsar?. Vych?z? z toho, ?e neutronov? hv?zdy maj? rozm?ry des?tek kilometr? v syst?mech s velikost? ob??n? dr?hy miliony kilometr?. V takov?ch syst?mech jsou hv?zdy ve skute?nosti bodov? objekty. Jejich vnit?n? struktura, vnit?n? pohyby a deformace nemaj? na trajektorie prakticky ??dn? vliv. Naproti tomu ve Slune?n? soustav? v?echny tyto faktory, stejn? jako vliv mnoha „soused?“, v?razn? omezuj? zlep?en? p?esnosti. Abychom to shrnuli, m??eme ??ci, ?e v m???tku planet?rn?ch syst?m? byla obecn? teorie relativity potvrzena s vysokou p?esnost? a p?esnost m??en? se zv???.

Pot?eba ?pravy GTO

Nejprve mus?me zm?nit sv?j ?ivot,
po p?ed?l?n? m??ete zp?vat.
Vladim?r Majakovskij

V?zkum vytv??en? teori? alternativn? obecn? relativity, v?t?inou metrick?ch, v?ak neust?v?. Pro?? Obecn? teorie relativity je dob?e potvrzena, jak bylo pr?v? ?e?eno, v m???tku slune?n? soustavy. Otestujte si teorii na b ? Ve v?t??m ?i men??m m???tku je to mnohem obt??n?j??. Obecn? teorie relativity, jako ka?d? jin? teorie, je pouze modelem pro popis skute?n?ch jev?. Proto skute?n? p??roda se mohou shodovat s p?edpov??mi obecn? relativity na stupnici planet?rn?ch syst?m?, ale li?? se na jin?ch m???tc?ch.

Mnoh? modern? teoretick? a empirick? ?daje p?itom nazna?uj?, ?e to tak m? b?t a ?pravy jsou nutn?. Nap??klad v mnoha ?e?en?ch obecn? teorie relativity je nutn? uva?ovat siln? gravita?n? pole, obrovsk? hustoty atd. A to vy?aduje kvantov?n? gravita?n?ho pole. P?es zna?n? ?sil? nebylo v t?to oblasti dosa?eno rozhoduj?c?ho ?sp?chu. To nazna?uje, ?e v mal?ch m???tc?ch, kde je vy?adov?no kvantov?n?, mus? b?t gravita?n? teorie upravena. Na druhou stranu mnoz? p?edn? odborn?ci maj? tendenci interpretovat ned?vn? objev zrychlen?ho rozp?n?n? vesm?ru jako geometrick? efekt, kter? lze „z?skat“ modifikac? obecn? relativity na kosmologick?ch m???tc?ch. Bez ohledu na to v?sledky v?zkumu fyziky z?kladn?ch interakc? vedou k pot?eb? zm?n obecn? teorie relativity ve velk?ch i mal?ch m???tc?ch.

Pokud jde o ?ivotaschopn? teorie, neexistuje ??dn? zaveden? terminologick? rozli?en? pro alternativn?, modifikovan? nebo nov? teorie. V?echny, tak ?i onak, rozv?jej? obecnou relativitu, proto?e na vah?ch, kde se to potvrzuje, nesm? fungovat h??. P?i v?voji modifikac? obecn? teorie relativity nebo nov?ch teori? je auto?i porovn?vaj? s obecnou teori? v odpov?daj?c?ch re?imech stejn?, jako je obecn? teorie srovn?v?na s Newtonovou gravitac?. Chcete-li, mus? b?t spln?n stejn? princip korespondence, ale na nov?m stupni pozn?n?.

V sou?asnosti se na mnoha konferenc?ch o teorii gravitace v?nuj? cel? sekce zobecn?n?m (?i alternativn?m) teori?m, vych?zej? na toto t?ma samostatn? sborn?ky a n?kter? teorie se st?le v?ce osamostat?uj?. Jak? jsou hlavn? nejobl?ben?j?? a nejslibn?j?? sm?ry tohoto v?voje?

Za prv?, GTR je ?ist? metrick? (nebo ?ist? tenzorov?) teorie. To znamen?, ?e geometrie ?asoprostoru a hmoty se navz?jem ovliv?uj? bez prost?edn?k?. Existuje nekone?n? mno?stv? takov?ch teori?, kter? lze konstruovat (jak jsme ji? diskutovali), a aktivn? se rozv?jej?. Rovnice t?chto teori? se zpravidla li?? od rovnic obecn? relativity t?m, ?e jsou dopln?ny o kvadratick? ?leny a ?leny vy???ho ??du v k?ivosti. Dodate?n? term?ny obvykle vstupuj? s mal?mi koeficienty, kter? poskytuj? shodu s pozorov?n?mi, ?ekn?me v m???tku planet?rn?ch syst?m?, ale v?razn? m?n? ?e?en? na kosmologick?ch m???tc?ch.

Dal?? t??da alternativn?ch teori? se vyzna?uje t?m, ?e vz?jemn? ovliv?ov?n? geometrie a hmoty se uskute??uje prost?ednictv?m dopl?kov?ho pole, nej?ast?ji skal?rn?ho nebo vektorov?ho pole. P??nos t?chto obor? v?ak nemus? b?t v?znamn?. Odchylka modern?ch alternativn?ch teori? od obecn? teorie relativity by m?la b?t vyj?d?ena rozd?lem v odpov?daj?c?ch parametrech PPN. Pro posouzen? ?ivotaschopnosti teorie odli?n? od obecn? teorie relativity (pro jej? testov?n?) je nutn? registrovat odchylky od hodnot parametr? PPN v obecn? relativit? na ?rovni 10 –6 –10 -8. To znamen?, ?e p?esnost m??en?, jak ve Slune?n? soustav?, tak v bin?rn?ch pulsarech, se mus? zlep?it o 1–3 ??dy.

Horzavova teorie gravitace

Tato teorie je jednou z variant vektorov?ch tenzorov?ch teori? gravitace a je v sou?asnosti mo?n? nejpopul?rn?j??. Proto o n? mluv?me. Teorii navrhl v roce 2009 americk? strunov? teoretik ?esk?ho p?vodu Petr Horzhava. Je pon?kud odli?n? od konven?n?ch teori? vektorov?ch tenzor?, proto?e m?sto vektorov?ho pole pou??v? skal?rn? gradient. Na jedn? stran? jsou zachov?ny vlastnosti vektorov?ch teori?, na druh? stran? jsou zde specifick? vlastn? u?itn? vlastnosti.

P?ipome?me je?t? jednou, ?e konzistentn? kvantov? teorie gravitace, ve kter? by nebyly ??dn? divergence, nemohla b?t vytvo?ena na z?klad? obecn? teorie relativity. Proto jsou navrhov?ny r?zn? modifikace, kter? se na kvantov?ch m???tk?ch v?razn? odchyluj? od obecn? relativity a st?vaj? se „vhodn?mi“ pro kvantov?n?. Za t?mto ??elem se p?i jejich konstrukci n?kter? principy obecn? teorie relativity m?n?, tj. uk?zalo se, ?e jsou poru?eny. Samoz?ejm? toto poru?en? mus? b?t tak nepatrn?, aby neodporovalo laboratorn?m test?m a aby se nezm?nil vliv teorie na m???tku planet?rn?ch syst?m?, kde je dobr? shoda s pozorov?n?mi. To je p?esn? to, co Horzhava teorie je. Nebudeme mluvit o tom, jak je pozoruhodn? ve smyslu kvantov?n?, to je pon?kud stranou t?matu knihy, ale budeme mluvit o jej?ch vlastnostech jako o gravita?n? teorii - jak a jak se li?? od podobn?ch vlastnost? Obecn? relativity.

Lorentzova invariance. Ji? jsme diskutovali o tom, ?e Obecn? teorie relativity jakoby „vyrostla“ ze speci?ln? teorie relativity – mechaniky vysok?ch rychlost? srovnateln?ch s rychlost? sv?tla. P?ipome?me, ?e v SRT se v?echny inerci?ln? vzta?n? syst?my pohybuj? v??i sob? rovnom?rn? a p??mo?a?e, jsou ekvivalentn?. Je d?le?it? pamatovat na m??en? ?asu v SRT. V ka?d?m inerci?ln?m referen?n?m sn?mku b??? hodiny sv?m vlastn?m tempem, kter? se li?? od rychlosti hodin v jin?ch sn?mc?ch. , pokud je porovn?te. Nelze v?ak zvolit ani „nejlep??“ ani „nejhor??“ tempo, pokud jsou hodiny struktur?ln? identick?. To znamen? vlastn?ho ?asu ka?d? inerci?ln? soustava m? stejn? pr?va ve vztahu k ostatn?m. To znamen?, ?e v SRT neexistuje ??dn? vyhrazen? ?asov? ?sek.

Tak? jsme ?ekli, ?e v geometrick?m jazyce je invariance v SRT p?i p?echodu z jedn? inerci?ln? vzta?n? soustavy do druh? ekvivalentn? invarianci pod Lorentzov?mi rotacemi. ve v?em ploch? ?asoprostor. V obecn? relativit?, v d?sledku „zapnut?“ gravitace a v d?sledku toho zak?iven? ?asoprostoru, Lorentzova invariance ve v?em?asoprostor ji? nen? mo?n?. Obecn? teorie relativity v?ak z?st?v? Lorentz invariantn? lok?ln?, tedy v mal?m sousedstv? ka?d?ho pozorovatele. Tato nem?nnost je jedn?m ze z?kladn?ch princip? GTR a je spojena s principem korespondence mezi GTR a SRT.

Chronometrick? teorie. V ?ad? modifikac? obecn? teorie relativity je poru?ena lok?ln? Lorentzova invariance. Mezi nimi je Horzhavova teorie. V posledn? dob? se stala obzvl??t? popul?rn? jedna z jeho implementac?, takzvan? „?ivotaschopn?“ („zdrav?“) neprojektivn? verze, kterou vyvinuli ameri?t? fyzikov? Diego Blas a Oriol Pujolas a n?? krajan Sergei Sibiryakov. ??inky diskutovan? n??e se t?kaj? hlavn? t?to modifikace obecn? teorie relativity.

Jak se tedy Horzhavaova teorie li?? od obecn? teorie relativity? Ke v?em obvykl?m pol?m obecn? relativity se p?id?v? je?t? skal?rn? pole f, ale ne obvykl?m zp?sobem. Sm?r jeho zm?ny v ?asoprostoru vymezuje spec sm?r ?asu. Proto se skal?rn? pole naz?v? pole chronon. Povrchy konstantn?ch hodnot skal?rn?ho pole jsou pak povrchy konstantn?ho ?asu neboli "simult?nnosti". Skal?rn? pole vstupuje do rovnic pouze p?es derivace, tak?e se nen? t?eba ob?vat nekone?n?ch hodnot chrononov?ho pole. V?znamn? je pouze jej? zm?na, nikoli jej? hodnoty. Proto?e v ?asoprostoru existuje vybran? sm?r, jsou zde vybran? referen?n? syst?my. To nen? charakteristick? pro STR ani GTR, ale je charakteristick? pro teorie vektorov?ch tenzor?. Pro n?zornost uvedeme jednoduch? p??klad „hra?ky“. Jedn?m z ?e?en? nov? teorie je ploch? ?asoprostor (jako nap?. v SRT) plus chrononov? pole, kter? se uk??e jako pr?v? ?as, f = t. Do STR m??eme p?ej?t pomoc? Lorentzov?ch transformac? z jednoho sou?adnicov?ho syst?mu x,t jin?mu x", t", kde ?as plyne jinak. V nov? teorii nem??eme, proto?e hodnota skal?rn?ho pole se b?hem transformac? sou?adnic nem?n?, a to je ?as. Na rozd?l od ?erpac? stanice jsou zde tedy hodiny, kter? odpo??t?vaj? p?id?len? ?as.

Proto?e v obecn? relativit? je gravita?n? pole pole metriky ?asoprostoru, je jasn?, pro? se nov? teorie naz?v? chrono metrick?. P?ijateln? omezen? parametr? chronometrick? teorie umo??uj? vyhnout se divergenci p?i kvantov?n?. Zopakujme si to znovu: uh to se stalo hlavn? c?l jeho konstrukce. Ale to je teoretick? ?sp?ch a nyn? je st??? mo?n? testovat kvantov? efekty t?to ?rovn?.

Nov? teorie se v?ak mus? zm?nit i v klasick?ch (nekvantov?ch) projevech. A to umo??uje prok?zat nebo vyvr?tit jej? pr?vo na existenci. D?le si uk??eme, v jak?ch klasick?ch jevech a jak moc se chronometrick? teorie li?? od obecn? teorie relativity, zda lze ??inky nov? teorie identifikovat p?i pozorov?n?ch a rozd?l si ilustrujeme u n?kter?ch teoretick?ch model?. K tomu budeme diskutovat o nejv?razn?j??ch, podle na?eho n?zoru, p??kladech.

Gravita?n? vlnov? z??en?. P?ipome?me, ?e gravita?n? vlna v obecn? relativit? je p???n?, tenzorov?, m? dv? polarizace (viz obr. 10.2) a ???? se rychlost? sv?tla. Gravita?n? vlny existuj? i v Horzavov? teorii. Krom? ji? zm?n?n?ch dvou tenzorov?ch polarizac? v?ak existuje skal?rn? stupe? volnosti. To znamen?, ?e pod vlivem takov? vlny se k pohybu testovac?ch ??stic p?idaj? pod?ln? (ve sm?ru ???en? vlny) posuny. D?le?it? je, ?e tenzorov? a skal?rn? slo?ka maj? r?zn? rychlosti rozd?len?. Krom? toho by m?ly b?t ob? rychlosti v z?vislosti na parametrech modelu Horzhava p?ekro?it(!) rychlost sv?tla, i kdy? nepatrn?. Tyto rozd?ly od obecn? teorie relativity jsou zaj?mav?, ale bohu?el zat?m pouze teoretick?. St?le neexistuje ??dn? p??m? detekce gravita?n?ch vln, tak?e zaznamen?n? zaznamenan?ch rozd?l? se zd? b?t z?le?itost? vzd?len? budoucnosti.

P?esto existuje nep??m? potvrzen? existence gravita?n?ho z??en?. Jde o pozorov?n? dvojit?ch pulsar?, zmen?en? velikosti jejich drah ukazuje na ztr?tu energie z??en?m gravita?n?ch vln. Tento efekt je v souladu s obecnou relativitou s relativn? p?esnost? 10 -2, o kter? jsme ji? hovo?ili. Ale p?edpov?di obecn? relativity a Horzhavova teorie jsou odli?n?. Pokud je tedy ten druh? ?ivotaschopn?, pak existuje ?ance, ?e dal?? zv??en? p?esnosti odhal? tyto rozd?ly a objasn? parametry nov? teorie.

Interakce ??stic. Okam?it? akce. Nyn? pro chronometrickou teorii budeme uva?ovat o interakci gravita?n?ho pole s hmotou. Probereme pouze prvn? (line?rn?) aproximaci, kter? m??e b?t k dispozici pro pozorov?n?. V tomto po?ad? jsou z r?zn?ch d?vod? potla?eny efekty spojen? s poru?en?m Lorentzovy invariance, ale chrononov? pole je p??tomno, je zahrnuto Lorentzov? invariantn?m zp?sobem v tzv. efektivn? metrice. To znamen?, ?e metrika GTR je upravena a hmota se ne???? v p?vodn?m ?asoprostoru, ale v n?jak?m efektivn?m ?asoprostoru a univerz?ln?m zp?sobem. Mo?n?, ?e pr?v? tato interakce n?m v budoucnu umo?n? objevit klasick? jevy reprezentovan? chronometrickou teori?.

P?i aproximaci slab?ch pol? a n?zk?ch rychlost? by se newtonovsk? gravitace m?la st?t limitem gravita?n? teorie. V tom druh?m je interakce dvou ??stic reprezentov?na slavn?m Newtonov?m z?konem, kde s?la je ?m?rn? hmotnostem, gravita?n? konstanta, nep??mo ?m?rn? druh? mocnin? vzd?lenosti, ale nez?vis? na rychlostech tyto ??stice. P??tomnost chrononov?ho pole m?n? a dopl?uje tento z?kon n?sledovn?. M?rn? gravita?n? konstanta se m?n?, nyn? se naz?v? efektivn? a zobrazuje se z?vislost na rychlosti. Mo?nost detekce t?chto vliv? je ur?ena vazebn?mi konstantami chronometrick? teorie.

Vliv chrononov?ho pole se projevuje i t?m, ?e se n?kter? interakce mohou ???it okam?it?(!), tedy nekone?nou rychlost?. Jak k tomuto z?v?ru do?lo? Obvykle rovnice pro poruchy obsahuj? vlnov? oper?tor, kter? se skl?d? ze dvou ??st?: prostorov? a ?asov?. velikost, zvr?tit koeficient druh? ??sti je druhou mocninou rychlosti ???en? poruch. Naprost? absence druh?ho d?lu znamen?, ?e tato rychlost je nekone?n?. ??st rovnic Horzhavovy teorie m? p?esn? tuto strukturu. Zde je vhodn? nakreslit analogii s Newtonovou teori?. V n?m, stejn? jako v chronometrick? teorii, je zv?razn?n tok ?asu („absolutn? ?as“) a gravita?n? interakce se okam?it? ????.

Jak si okam?itou distribuci p?edstavit? P?edstavte si povrch konstantn?ho ?asu, pak sign?l, kter? se na n?m ???? (tedy beze zm?ny ?asu), okam?it? uraz? jakoukoli vzd?lenost. To je nep?ijateln? v takov?ch relativistick?ch teori?ch, jako je STR nebo GTR. Pod?vejme se na sch?ma na obr. 12.1. Zva?te t?i body ve vesm?ru: A, B a C. V tuto chv?li t = 0 tyto body odpov?daj? ud?lostem A 0 , B 0 , C 0 , kter? v r?mci SRT spolu kauz?ln? nesouvis?. Pouze v tuto chv?li t 1 ud?lost A 0 se st?v? v p???inn? souvislosti s ud?lost? B 1 v bod? B a v tuto chv?li t 2 a s event C 2 v bod? C. Jak by to m?lo b?t v STR (nebo GTR), ???en? sign?l? je p??sn? sv?z?no a omezeno sv?teln?mi ku?ely. V Horjavov? teorii to u n?kter?ch interakc? nemus? platit. Okam?it? ???en? znamen?, ?e v?echny t?i ud?losti A 0 , B 0 , C 0 v ?ase t = 0, do?lo v d?sledku jedn? okam?it????en? sign?lu, to znamen?, ?e mohou b?t v p???inn? souvislosti. Takov? „fantastick?“ mo?nost v?ak neomezuje chronometrickou teorii rozhoduj?c?m zp?sobem. Vyhran?nost sm?ru ?asu znamen?, ?e koncept simult?nnosti je jednozna?n? definov?n, tak?e s kauzalitou, ani tak exotickou, nejsou probl?my.

Slune?n? Soustava. K testov?n? jak?koli gravita?n? teorie p?i m??en? pohyb? v planet?rn? soustav? se pou??v? formalismus PPN. Jako v ka?d? vektorov? teorii, i v Horzhavov? teorii mus? existovat ??inky privilegovan?ho referen?n?ho r?mce To vede k tomu, ?e parametry PPN skupiny a jsou nenulov?. Krom? dvou parametr? PPN, kter? jsou vlastn? obecn? relativit?, m? chronometrick? teorie je?t? dva dal??: a 1 a a 2 . Aby se p?ede?lo rozpor?m s pozorov?n?mi, mus? b?t dostate?n? mal?: a 1 <= 10 -4 a a 2 <= 10 -7 . Po?k?me na zv??en? p?esnosti m??en?, pak se snad potvrd? nebo vyvr?t? existence a 1 a a 2 (a tedy Horzhavova teorie).

?ern? d?ry. V obecn? teorii relativity je ?ern? d?ra objekt, jeho? centr?ln? ??st, obvykle singul?rn?, je obklopena sf?rick?m povrchem zvan?m horizont ud?lost?. Jeho p??tomnost je zp?sobena t?m, ?e v obecn? relativit? existuje omezuj?c? rychlost - to je rychlost sv?tla. Hlavn? vlastnost? ?ern? d?ry je, ?e v obecn? relativit? ji ??dn? ??stice, ??dn? pole ani sv?teln? sign?l nem??e opustit, to znamen?, ?e nep?ekro?? horizont ud?lost?.

V chronometrick? teorii existuj? tak? ?e?en?, kter? popisuj? objekty, jako jsou ?ern? d?ry. P?ipome?me si v?ak, ?e v t?to teorii neexistuje ??dn? omezuj?c? rychlost, interakce se mohou ???it rychlost? v?t?? ne? je rychlost sv?tla a dokonce okam?it?. Pokud by tato mo?nost existovala v obecn? relativit?, pak by samotn? koncept horizontu ud?lost? ztratil v?znam, proto?e by bylo mo?n? opustit objekt, zat?mco jsme na horizontu ud?lost? i pod n?m. V tomto p??pad? se objevuj? rozpory souvisej?c? s termodynamikou syst?mu, jako je pokles entropie. V sou?asn? dob? nejsou v?echna ?e?en? pro ?ern? d?ry v Horzavov? teorii zn?m? kv?li jej?mu ml?d?, ale mezi zn?m?mi jsou ta, kter? umo??uj? vyhnout se t?mto komplikac?m. Ukazuje se, ?e v ?ern? d??e m??e v r?mci chronometrick? teorie existovat tzv. univerz?ln? horizont. Le?? pod horizontem ud?lost? („bl??e“ singularit?) a je pozoruhodn? t?m, ?e pod n?m se vyno?uje konstantn? ?as nep?ekra?ovat jeho. To znamen?, ?e zpod tohoto meziobzoru nem??e vyj?t sign?l ani nekone?n? rychlosti (okam?it?). A u takov?ch objekt? jsou odstran?ny v??e uveden? rozpory.

Na Obr. Obr?zek 12.2 ukazuje tzv. Penrose?v diagram Schwarzschildovy ?ern? d?ry. Body i- A i+ p?edstavuj? celou ?asovou nekone?nost minulosti a celou ?asovou nekone?nost budoucnosti, te?ka i 0 sjednocuje ve?ker? prostorov? nekone?no. Rovn? Bi+ je horizont ud?lost? Schwarzschildovy ?ern? d?ry - to lze vid?t z um?st?n? sv?teln?ch ku?el?. Opravdu, ?tverec Bi + i 0 i– – to v?e je vn?j?? ?asoprostor mimo horizont ud?lost?, zat?mco troj?heln?k i + Bi+ je ?asoprostor pod horizont ud?lost?, odkud sign?l nem??e j?t do vn?j?? oblasti a kde p?eru?ovan? ??ra je singularita r = 0. Na Schwarzschildov? diagramu d?r je p?ekryt diagram ?ern?ch d?r chronometrick? teorie. V?echny k?ivky se spojuj? i 0 a i+ , jsou pr??ezy konstantn?ho pole chrononu j = konst, tot??, konstantn? ?as (simult?nnost). Tukov? oblouk je ten prav? univerz?ln? horizontz=? z + , pod n?m, bl??e k singularit?, oblouky i + i+ , spojuj?c? konce p?eru?ovan? ??ry jsou tak? ?seky konstantn?ho ?asu (simult?nnost). Je jasn?, ?e pokud se sign?l v chronometrick? teorii ???? by? jen okam?it?, tedy pod?l pr??ez? simult?nnosti, pak nebude schopen p?ekro?it univerz?ln? horizont a opustit chronometrickou ?ernou d?ru.

Kosmologie. V m???tku vesm?ru m? Horzhavaova teorie tak? ?anci prohl?sit svou ?ivotaschopnost. Poj?me diskutovat o kosmologick?ch ?e?en?ch v nov? teorii. Budou p?ibli?n? stejn? jako v obecn? relativit?, s t?m rozd?lem, ?e m?sto obvykl? gravita?n? konstanty G objev? se efektivn? gravita?n? konstanta G E. Nyn? si p?ipome?me modifikovan? Newton?v z?kon diskutovan? v??e. Objevuje se vlastn? efektivn? gravita?n? konstanta, odli?n? od G, ozna?me to G I. Odhady proveden? pro rozd?l: | G I - G E| <= 0,1.

Neexistuje ??dn? z?kaz, ?e v budoucnu bude stanovena v?znamn? hodnota tohoto rozd?lu, ale je tak? mo?n?, ?e bude vylou?ena.

Na z?klad? obecn? teorie relativity byla vyvinuta teorie kosmologick?ch poruch, kter? je dob?e v souladu s pozorov?n?mi. Umo??uje nap?. vysv?tlit struktura, tedy rozlo?en? galaxi? a jejich kup v pozorovateln? oblasti Vesm?ru. Pokud se v?ak s rostouc? p?esnost? pozorov?n? objev? ?ekn?me anizotropie, kterou nep?edpokl?d? obecn? teorie relativity, pak je to d?vod, pro? se obr?tit k Horzhavov? teorii. Khorzhavaova teorie je tak mlad?, ?e je nepravd?podobn?, ?e by ji samotnou a z?v?ry vyvozen? na jej?m z?klad? bylo mo?n? pova?ovat za zavedenou a v?eobecn? uzn?vanou. Navzdory tomu se teorie jako celek i z?v?ry zdaj? velmi zaj?mav? a d?le?it?.

V?cerozm?rn? modely

Dobr? den, Multidimenzionalita!
Viktor Bokhinyuk

V pr?b?hu minul?ho stolet? byly tak ?i onak konstruov?ny r?zn? teorie gravitace jako nez?visl? teorie, tedy „zdola“. V posledn?ch desetilet?ch se situace zm?nila: konstrukce teori? gravitace je stimulov?na rozvojem z?kladn?ch teori?, r?zn? modely gravitace jsou jejich sou??st? a „krystalizuj?“ v mez?ch t?chto teori?. To znamen?, ?e jejich tvorba p?ich?z? „shora“. Mezi z?kladn? teorie, kter? se uch?zej? o „teorie v?eho“, pat?? gravitace.

„Teorie v?eho“ mus? fungovat za t?ch nejfantasti?t?j??ch podm?nek, v?etn? Planckovy energie. Pak v?echny interakce funguj? jako jedna. Proto je konstrukce takov?ch teori? do jist? m?ry extrapolac?. A p?echodem od teorie funguj?c? za nejobecn?j??ch podm?nek k podm?nk?m na?eho sv?ta bude jej? p?ibl??en?, tzv. n?zk? energie. Pozorovac? efekty v „p?ibli?n? teorii v?eho“ by se m?ly odehr?vat minim?ln? ve sv?t?, kter? pozorujeme. „Gravita?n? ??st teorie v?eho“ v n?zkoenergetick? hranici m? podobu, kterou zn?me, a mus? proj?t v?emi testy, kter?mi pro?la obecn? teorie relativity. V?imn?te si, ?e n?kter? verze „teorie v?eho“ v n?zkoenergetick?m limitu obsahuj? obecnou relativitu jako gravita?n? ??st p?esn?.

D?le?itou vlastnost? fundament?ln?ch teori? je, ?e se zpravidla jak na kosmologick?ch m???tc?ch, tak na m???tk?ch mikrosv?ta pou??v? ?asoprostorov? dimenze v?t?? ne? 4 Pojem v?cerozm?rn? prostor je nezbytn? nap?. pro teorii superstrun, co? je obecn? p?ij?man? p?edstavuje nejslibn?j?? vysokoenergetickou teorii, kter? kombinuje kvantovou gravitaci a teorii tzv. kalibra?n?ch pol?. N?zkoenergetick? d?sledky t?to teorie vy?aduj? nap??klad (9+1)-rozm?rn? z?kladn? ?asoprostor (n?kdy (10+1)-rozm?rn?), zat?mco jin? dimenze jsou zak?z?ny.

Ale jak to pak m??e b?t, c?t?me se pouze 3 prostorov? a sou?asn? ? e m??en?? U mikrom???tek jsou dal?? rozm?ry zhutn?ny (jakoby srolov?ny do „trubi?ek“), a proto by n?s nem?ly vn?mat. Takov? prostor m? symetrie v dal??ch dimenz?ch, kter? jsou zodpov?zeny z?kony zachov?n? pro r?zn? n?boje, stejn? jako symetrie Minkowsk?ho prostoru jsou zodpov?zeny z?kony zachov?n? energetick?ch charakteristik.

Ji? na sou?asn? ?rovni technologie mohou b?t experimenty na urychlova??ch d?le?it? pro potvrzen? z?kladn?ch teori?. Pokud jsou nap??klad ve Velk?m hadronov?m urychlova?i v CERNu objeveni takzvan? supersymetrick? partne?i zn?m?ch ??stic, bude to znamenat, ?e my?lenka supersymetrie funguje, a proto lze v r?mci teorie strun.

Ale m??e m?t sv?t roz???en? (nezhutn?n?) rozm?ry? Prvn? prohl??en? k t?to v?ci u?inili v roce 1983 Valerij Rubakov a Michail Shaposhnikov, kte?? v t?to oblasti nad?le aktivn? pracuj?. Uk?zali, ?e v 5-rozm?rn?m ?asoprostoru (se 4-rozm?rn?m prostorem) m??e b?t ve?ker? hmota koncentrov?na pouze v 3-rozm?rn?m ?seku prostoru. Koncept model? s branami vznik? tam, kde je sv?t, ve kter?m ?ijeme efektivn? zam??en? ve 3-rozm?rn?m prostoru, a proto nepoci?ujeme dal?? roz???en? prostorov? rozm?ry.

Modely typu Rubakov-Shaposhnikov n?jakou dobu nep?itahovaly velkou pozornost. Z?jem o n? za?al podn?covat p?edev??m probl?m hierarchie interakc?, kter? zahrnuje extr?mn? slabost gravita?n? interakce. P?i popisu interakce element?rn?ch ??stic lze zapomenout na gravita?n? interakci jako na zcela bezv?znamnou novelu. Ale pokud jsme se ji? zav?zali vysv?tlit strukturu na?eho sv?ta, pak mus?me odpov?d?t na ot?zku, pro? je gravitace tak slab?.

Ukazuje se, ?e v?cerozm?rn? modely s roz???en?mi extra rozm?ry mohou b?t velmi u?ite?n? pro ?e?en? t?chto probl?m?. Takov?ch model? je mnoho. Snad nejzn?m?j?? je model navr?en? v roce 1999 americk?mi kosmology Lisou Randallem a Ramanem Sundrumem. Ve skute?nosti nab?zeli dva modely jeden po druh?m.

V prvn?m z nich je 5-rozm?rn? sv?t z obou stran omezen dv?ma ?ty?rozm?rn?mi ?asoprostorov?mi ?seky, z nich? jeden je n?? Vesm?r (t?i prostorov? rozm?ry plus jeden ?as A j? jsem sou?adnice). Prostor mezi ob?ma branami je velmi zak?iven? v d?sledku jejich „mechanick?ho“ nam?h?n?. Toto nap?t? vede k tomu, ?e v?echny fyzik?ln? ??stice a pole se soust?ed? pouze na jednu z bran a neopou?t?j? ji, s v?jimkou gravita?n? interakce a z??en?. Na t?to br?n? je gravitace, ale je velmi slab?, a tohle je ten sv?t, ve kter?m ?ijeme. Na druh? hranici 5-rozm?rn?ho sv?ta, pro n?s nep??stupn?, je gravitace naopak velmi siln? a ve?ker? hmota je mnohem leh?? a interakce mezi ??sticemi hmoty slab??.

Ve druh? verzi se model Randall a Sundrum obejde bez druh? hranice. Teoretik?m se tento model l?b? v?ce. Umo??uje jim to prom?nit jejich milovanou teorii strun v p?tirozm?rn?m ?asoprostoru na b??nou kvantovou teorii na jej? ?ty?rozm?rn? hranici. Prostor v tomto modelu je tak? vysoce zak?iven? a jeho polom?r zak?iven? ur?uje charakteristickou velikost dal?? p?t? prostorov? dimenze. Neexistuje ??dn? kone?n? uznan? model s branami, jsou v aktivn? f?zi v?voje, jsou identifikov?ny, ?e?eny, objevuj? se nov?, znovu ?e?eny atd.

Na Obr. Obr?zek 12.3 (vlevo) schematicky zn?zor?uje sv?t na br?n?, kde se sv?tlo (fotony) ???? uvnit?, ale nem??e samotnou br?nu opustit. Na Obr. 12.3 (vpravo) ukazuje, ?e kdyby byl n?? sv?t na br?n?, pak by se mohl „vzn??et“ ve velk? rozloze dal??ch dimenz?, kter? pro n?s z?st?vaj? nedostupn?, proto?e sv?tlo, kter? vid?me (a ??dn? jin? pole krom? gravitace), nem??e opustit na?i br?nu. . Kolem n?s by se mohly vzn??et dal?? branov? sv?ty.

Dal?? my?lenkou vedouc? k ?vah?m o v?cerozm?rn?ch modelech je tzv. korespondence AdS/CFT, kter? vznik? jako jedna ze specifick?ch implementac? teorie superstrun. Geometricky to znamen? n?sleduj?c?. Uva?uje se v?cerozm?rn? (obvykle 5-rozm?rn?) anti-de Sitter (AdS) ?asoprostor. Bez podrobnost? je prostor AdS prostoro?as konstantn?ho negativn?ho zak?iven?. P?esto?e je zak?iven?, m? stejn? po?et symetri? jako ploch? ?asoprostor stejn? dimenze, tedy je maxim?ln? symetrick?. . D?le uva?ujeme prostorovou hranici prostoru AdS v nekone?nu, jeho? rozm?r je tedy o jeden men??. Tak?e pro 5rozm?rn? prostor AdS bude hranice 4rozm?rn?, tedy n?kde podobn? ?asoprostoru, ve kter?m ?ijeme. Samotn? korespondence znamen? ur?it? matematick? spojen? mezi touto hranic? a tzv. konformn?mi (?k?lov? invariantn?mi) teoriemi pole, kter? na t?to hranici mohou „??t“. Nejprve byla tato korespondence studov?na pouze v ?ist? matematick?ch pojmech, ale zhruba p?ed 10 lety se zjistilo, ?e tuto my?lenku lze pou??t i pro studium teorie siln?ch interakc? v re?imu siln? vazby, kde konven?n? metody nefunguj?. Od t? doby v?zkum zahrnuj?c? (nebo studuj?c?) p?rov?n? AdS/CFT jen nabral na s?le.

Z toho, co bylo ?e?eno v p?edchoz?m odstavci, je pro na?i ?vahu d?le?it?, ?e je studov?n zak?iven? ?asoprostor – prostor AdS a jeho hranice. Pracovn? modely neuva?uj? ide?ln? prostory AdS, ale slo?it?j?? ?e?en?, kter? se p?i asymptotick?m p?ibl??en? k hranici chovaj? jako AdS. Takov? ?asoprostor m??e b?t ?e?en?m t? ?i on? v?cerozm?rn? teorie gravitace. To znamen?, ?e my?lenka korespondence AdS/CFT je dal?? pob?dkou pro rozvoj v?cerozm?rn?ch teori?.

Jedn?m z hlavn?ch probl?m? model? brane (a dal??ch vysokorozm?rn?ch model?) je pochopen? toho, jak bl?zko jsou realit?. Poj?me si popsat jeden z mo?n?ch test?. P?ipome?me si efekt kvantov?ho vypa?ov?n? Hawkingov?ch ?ern?ch d?r. Charakteristick? doba vypa?ov?n? pro ?ern? d?ry, kter? vznikaj? p?i exploz?ch hmotn?ch hv?zd, je o mnoho ??d? del?? ne? ?ivotnost vesm?ru; u supermasivn?ch ?ern?ch d?r je to je?t? v?t??. Ale situace se m?n? v p??pad? Randalla a Sundruma v 5-rozm?rn?m ?asoprostoru. ?ern? d?ry na na?? br?n? (aka na?em vesm?ru) by se m?ly vypa?ovat mnohem rychleji. Ukazuje se, ?e z pohledu 5-rozm?rn?ho ?asoprostoru se ?ern? d?ry na?eho Vesm?ru pohybuj? se zrychlen?m. Proto by m?ly efektivn? ztr?cet energii (vypa?ovat se nav?c k norm?ln?mu Hawkingovu efektu), dokud velikosti zmen?uj?c?ch se ?ern?ch d?r z?stanou v?t?? ne? velikost extra dimenze (n?co jako t?en? s touto dimenz?). Pokud by nap??klad charakteristick? velikost dodate?n? dimenze byla 50 mikron?, co? je v laborato?i docela m??iteln?, pak by ?ern? d?ry o jedn? slune?n? hmotnosti nemohly ??t d?le ne? 50 tis?c let. Pokud by se takov? ud?lost stala p?ed na?ima o?ima, vid?li bychom, jak n?hle zhasly rentgenov? zdroje, ve kter?ch materi?l dopadaj?c? na ?ernou d?ru z??il.

?ern? d?ry v multidimenzion?ln? obecn? teorii relativity

V?cerozm?rn? prostory se tak krok za krokem st?vaj? ned?lnou sou??st? r?zn?ch fyzik?ln?ch model?. St?le v?ce pozornosti p?itom p?itahuje tak? zobecn?n? obecn? relativity na v?ce ne? ?ty?i dimenze (bez dal??ch ?prav a dopl?k?), proto?e takov? obecn? teorie relativity je v n?kter?ch variant?ch sama sou??st? nov?ch teori?. A to je jedna z v?znamn?ch pob?dek pro hled?n? a studium mo?n? ?e?en? v?cerozm?rn? obecn? teorie relativity. Zejm?na ?e?en? pro ?ern? d?ry jsou zaj?mav? a d?le?it?. Pro??

1) Tato ?e?en? mohou b?t teoretick?m z?kladem pro anal?zu mikroskopick?ch ?ern?ch d?r v teori?ch strun, kde nevyhnuteln? vznikaj?.
2) Korespondence AdS/SFT spojuje vlastnosti D-rozm?rn?ch ?ern?ch d?r s vlastnostmi kvantov? teorie pole na (D–1)-rozm?rn? hranici, o kter?ch jsme stru?n? hovo?ili v??e.
3) Budouc? experimenty na urychlova??ch nazna?uj? zrod multidimenzion?ln?ch ?ern?ch d?r. Jejich registrace nen? mo?n? bez p?edstavy o jejich vlastnostech.
4) A nakonec studium ?e?en? klasick? 4-rozm?rn? obecn? teorie relativity za?alo studiem ?ern?ch d?r – Schwarzschildov?m ?e?en?m. Zd? se p?irozen? ??dit se logikou historick?ho v?voje.

Intuitivn?, ??m v?ce dimenz?, t?m rozmanit?j?? budou vlastnosti ?e?en? teorie. Jak se to projevuje v ?e?en?ch ?ern?ch d?r? Rozmanitost ?e?en? ve v?cerozm?rn? obecn? relativit? je zp?sobena dv?ma nov?mi rysy: netrivi?ln? dynamikou rotac? a mo?nost? vytv??en? roz???en?ch horizont? ud?lost?. Poj?me o nich diskutovat. V b??n? obecn? teorii relativity se 4-rozm?rn?m ?asoprostorem nez?visl? ot??en? ve 3-rozm?rn?m prostoru to m??e b?t jen jeden. Je definov?n svou osou (nebo, co je tot??, rovinou rotace, kter? je k n? kolm?). V 5-rozm?rn? obecn? relativit? se prostor (bez ?asu) st?v? 4-rozm?rn?m, ale tato vlastnost 3-rozm?rn?ho prostoru m?t jedinou nez?vislou rotaci je zachov?na. Ale v 6-rozm?rn? obecn? relativit?, kde se prostor st?v? 5-rozm?rn?m, mo?n? dv? nez?visl? rotace, ka?d? s vlastn? osou atd. Dal?? novou vlastnost?, kter? se vyskytuje u ?e?en? v rozm?rech v?t??ch ne? 4, je vzhled roz???en?ch horizont?. Co t?m mysl?? Jedn? se o „?ern? struny“ (jednorozm?rn?) a „?ern? br?ny“ r?zn?ch rozm?r?.

Kombinace t?chto dvou nov?ch mo?nost? v r?zn?ch variac?ch vedla k tomu, ?e v r?mci v?cerozm?rn? obecn? teorie relativity bylo zkonstruov?no mnoho ?e?en?, jako jsou ?ern? d?ry, kter? maj? svou slo?itou hierarchii. Na Obr. 12.4 ukazuje n?kter? z t?chto ?e?en?. Jestli?e ve 4-rozm?rn? obecn? teorii relativity m? horizont ud?lost? zn?m?ch ?ern?ch d?r zpravidla kulov? tvar, pak se ve v?cerozm?rnosti situace v?razn? m?n?. Horizonty degeneruj? do strun (jak jsme ji? uvedli), mohou m?t tvar torusu atd. Je t?eba m?t na pam?ti, ?e obr?zky horizont? na Obr. 12.4 je t?eba br?t pon?kud symbolicky, proto?e ve skute?nosti jde o 3-rozm?rn? povrchy ve 4-rozm?rn?m prostoru.

Tyto ?tvary se ji? nenaz?vaj? „?ern? d?ry“, ale „?ern? objekty“. Mohou b?t v?cen?sobn? propojen?, nap??klad ?ern? d?ra obklopen? „?ern?m torusem“ se naz?v? „?ern? saturn“. N?kter? z t?chto objekt? jsou ur?eny nestabiln?mi ?e?en?mi, u jin? ??sti se ukazuje jako nemo?n? spr?vn? vypo??tat konzervovan? veli?iny, ale mnoh? takov? vady nemaj?. P?es ve?kerou rozmanitost vlastnost? (p?ijateln? ?i sporn?) a propracovan? tvar n?kter?ch objekt? v?ak maj? jejich horizonty ud?lost? stejnou z?kladn? vlastnost jako horizont Schwarzschildovy ?ern? d?ry: historie hmotn?ho t?lesa po jeho pr?niku p?est?v? b?t p??stupn? extern?mu pozorovateli.

Tento obr?zek vypad? velmi, velmi exoticky a zd? se, ?e nem? nic spole?n?ho s realitou. Ale kdo v? - kdysi ?e?en? pro ?ern? d?ry vypadalo daleko od reality, ale nyn? nen? pochyb o tom, ?e tyto objekty ob?vaj? vesm?r v?ude. Je mo?n?, ?e ?ijeme na br?n? a vn?j?? 5-dimenzion?ln? sv?t zahrnuje n?co jako „?ern? Saturn“ a jeho vliv na br?nu bude detekov?n.

Bimetrick? a masivn? gravitonov? teorie

P?ipome?me si, ?e abychom popsali slab? gravita?n? vlny, rozd?lili jsme dynamickou metriku obecn? teorie relativity na metriku ploch?ho ?asoprostoru a poruch metriky. Uk?zalo se, ?e v Minkowsk?ho prostoru, kter? hraje roli prostoru pozad?, se mohou ???it poruchy ve form? vln?n?. Pozad? m??e b?t zak?iven?, ale mus? z?stat pevn?, tj. jeho metrika mus? b?t ?e?en?m obecn? teorie relativity. Na tomto obr?zku jsou metrika prostoro?asu pozad? a metrick? odchylky nez?visl?. Toto zobrazen? je jednou z variant bimetrick? teorie gravitace, kdy jedna metrika je zn?m? a p?edstavuje pozad? ?asoprostoru a druh?, dynamick?, hraje roli gravita?n?ho pole ????c?ho se v n?. V tomto p??pad? je takov? popis navozen samotn?m GTR.

Bimetrick? teorie jsou v?ak konstruov?ny bez odkazu na existenci obecn? teorie relativity, ale jako nez?visl? teorie. Jejich charakteristick?m rysem je, ?e pozad? a dynamick? metriky jsou kombinov?ny do efektivn? metriky, kter? zase ur?uje efektivn? ?asoprostor, kde se v?echna fyzik?ln? pole ???? a interaguj?. Zpravidla se v limit? slab?ch pol? a n?zk?ch rychlost? p?edpov?di obecn? teorie relativity a bimetrick? teorie shoduj? a spl?uj? v?echny nebo v?t?inu test?, kter?m vyhovuje i obecn? teorie relativity. Pro? je v?nov?na pozornost bimetrick?m teori?m? Jejich konstrukce nap??klad umo??uje jednodu??? a d?sledn?j?? stanoven? konzervovan?ch veli?in. Maj? tak? v?hody, pokud jde o kvantov?n?.

Obvykle pro bimetrick? teorie existuje alespo? z?kladn? mo?nost ur?en? „podkladu“ - pozad? ?asoprostoru. Ale to se nemus? st?t. Nap??klad bez odkazu na slabost pole (tedy p?esn?, bez aproximac?) lze obecnou relativitu p?eformulovat jako bimetrickou teorii. V tomto p??pad? je z?sadn? nemo?n? p?ij?t s experimentem nebo testem na ur?en? pozad? ?asoprostoru, kter? tedy hraje roli pomocn?ho. Ale pouze efektivn? ?asoprostor je skute?n? a p??stupn? pro pozorov?n? - je to ve skute?nosti ?asoprostor Obecn? relativity.

Takov? bimetrick? reprezentace Obecn? teorie relativity se naz?v? jej? teoretick? formulace v tom smyslu, ?e gravita?n? pole je uva?ov?no za stejn?ch podm?nek jako v?echna ostatn? fyzik?ln? pole v pomocn?m (proto?e nepozorovateln?m) pozad? ?asoprostoru.

Nyn? se vra?me na st?edn? ?kolu a p?ipome?me si, ?e u?ebnice fyziky hovo?? o tzv. vlnov?-??sticov? dualit?. Co to znamen?? Ukazuje se, ?e ???en? ur?it?ho pole lze v z?vislosti na podm?nk?ch pova?ovat bu? za ??stici, nebo za vlnu. Vra?me se znovu k elektrodynamice. N?zkofrekven?n? sign?l s dostate?nou amplitudou bude zaznamen?n sp??e jako vlna vyu??vaj?c? oscilace n?boj? ve sv?m poli. Na druhou stranu vysokofrekven?n?, ale slab? sign?l bude pravd?podobn?ji detekov?n jako ??stice, kter? vyraz? elektron ve fotodetektoru. Fotonov? ??stice je bezhmotn? (s nulovou klidovou hmotnost?). Vra?me se k dal?? dob?e zn?m? ??stici – elektronu, ten m? hmotnost. Ukazuje se v?ak, ?e vlna m??e b?t spojena tak? s elektronem, navzdory jeho „masivit?“.

Pot? si vzpome?me na gravita?n? vlny, kter? p?edpov?d? Obecn? teorie relativity. V r?mci obecn? relativity t?mto vln?m odpov?daj? ??stice s nulovou klidovou hmotnost? - gravitony. Je mo?n? sestrojit teorii gravitace, ve kter? m? graviton nenulov? klidov? hmotnost? Pro? ne, kdy? se takov? teorie v limitu slab?ho pole a limitu n?zk?ch rychlost? shoduje s obecnou relativitou a vyhovuje jej?m test?m. Historie t?chto teori? za??n? masivn? gravitac?, kterou navrhli ?v?car?t? teoretici Markus Fierz (1912–2006) a Wolfgang Pauli v roce 1939.

Od t? doby se varianty takov?ch teori? objevuj? v?cem?n? pravideln?. V posledn? dob? se o n? zv??il z?jem d?ky tomu, ?e vznikaj? varianty masivn? teorie gravitace v z?kladn? teorie jako je teorie superstrun. U n?kter?ch model? s branami je v?hodn?j?? masivn? graviton. Masivn? teorie gravitace jsou v jist?m smyslu druhem bimetrick?ch teori?: oni spole?n? rys spo??v? v tom, ?e dynamick? tenzorov? pole se ???? v pevn?m ?asoprostoru, kter? zpravidla z?sadn? pozorovateln?. Obvykle v limitu, kdy hmotnost gravitonu m? tendenci k nule, p?ech?zej? takov? teorie do obecn? relativity. Jestli?e se v limitu slab?ch pol? a n?zk?ch rychlost? shoduj? s obecnou relativitou, pak se v siln?ch pol?ch a na kosmologick?ch m???tc?ch od obecn? relativity rozch?zej?, co? nazna?uje dal?? efekty. M??e se nap??klad uk?zat, ?e m?sto ?e?en? pro ?ern? d?ry se objev? ?e?en? singularit bez horizont? („hol? singularity“) a m?sto rozp?naj?c?ho se vesm?ru se objev? vesm?ry osciluj?c?.

Spolehlivost t?chto p?edpov?d? zat?m nen? mo?n? p??mo ov??it, to z?st?v? p?edm?tem dal??ho v?zkumu. A? dosud m?ly teorie masivn? gravitace spole?nou chybu; Tyto stavy se naz?vaj? „duchov?“; nelze je vysv?tlit v r?mci rozumn?ch pojm?, a proto jsou ne??douc?. Ned?vno se v?ak objevily varianty masivn? gravitace bez „duch?“.

Newton?v z?kon

Z?kon univerz?ln? gravitace po
diskuse ve t?et?m ?ten? byla
odesl?no k revizi...
Folkl?r

Testov?n? Newtonova z?kona. Pochopen? Newtonova z?kona st?le hraje velmi d?le?itou roli v pochopen? pojmu gravitace obecn?. Jak m??eme v laboratorn?ch podm?nk?ch otestovat, zda ?ijeme na br?n? (nebo n?jak?m jin?m multidimenzion?ln?m sv?t?), i kdy? nem??eme „vystoupit“ do dal?? dimenze? P?ipome?me si, ?e gravitace se na rozd?l od jin?ch interakc? rozprost?r? ve v?ech p?ti dimenz?ch. Abychom tuto skute?nost vyu?ili, zamysleme se nad geometrick?m v?znamem Newtonova z?kona. Jak si pamatujeme, ??k?, ?e s?la gravita?n? interakce kles? nep??mo ?m?rn? druh? mocnin? vzd?lenosti ~ 1/ r 2. Nyn? si vzpome?me na obr?zek ze ?koln? u?ebnice fyziky, kde je p?soben? s?ly pops?no silo??rami. Na tomto obr?zku s?la v dan? vzd?lenosti r ur?eno hustotou silo?ar „pror??ej?c?ch“ kouli o polom?ru r:??m v?t?? je plocha koule, t?m ni??? je hustota ?ar a t?m i s?la. A plocha koule je ?m?rn? r 2, ze kter?ho p??mo vypl?v? z?vislost na vzd?lenosti v Newtonov? z?kon?. Ale to je v 3-rozm?rn?m prostoru, kde je plocha koule ?m?rn? r 2! Ve 4rozm?rn?m prostoru bude plocha okoln? koule ?m?rn? r 3, a podle toho se zm?n? Newton?v z?kon - s?la gravita?n? interakce bude klesat nep??mo ?m?rn? t?et? mocnin? vzd?lenosti ~ 1/ r 3 atd.

Pokud by se z?kon inverzn? krychle odehr?val v m???tku Slune?n? soustavy, pak je jasn?, ?e by jej formuloval Newton. To znamen?, ?e to mus?me hledat v mal?m m???tku. Testov?n? Newtonova z?kona je z?rove? d?le?it? i pro n?kter? nad?jn? multidimenzion?ln? teorie, kde jsou dal?? dimenze kompaktov?ny (kolabov?ny) a jejich velikosti jsou samoz?ejm? men?? ne? planet?rn?. Mohou v?ak dosahovat a? des?tek mikrometr?. Kdy? Randall a Sundrum poprv? navrhli svou teorii, Newton?v z?kon byl testov?n pouze na m???tka metr?. Od t? doby v?dci provedli n?kter? velmi slo?it? (kv?li slabosti gravitace) experimenty s drobn?mi torzn?mi v?hami a nyn? byly laboratorn? limity v?razn? sn??eny a bl??? se velikosti zhutn?n?.

Modern? m??en? prok?zala, ?e velikost dodate?n?ho rozm?ru nen? v?t?? ne? 50 mikron?. V men??ch m???tc?ch se m??e z?kon inverzn? ?tverce zhroutil. Na Obr. Obr?zek 12.5 ukazuje diagram torzn? rovnov?hy pro testov?n? Newtonova z?kona o inverzn? kvadr?t?. Samotn? za??zen? je um?st?no ve vakuov? ba?ce, pe?liv? izolovan? od hluku a vybaven? modern?m elektronick?m syst?mem detekce posunu.

Je jasn?, ?e tento druh experimentu je zat??en obrovsk?mi technologick?mi obt??emi a dal?? pokrok je spojen s vynesen?m experimentu do vesm?ru. Faktem je, ?e mal? opravy Newtonova z?kona tak? vedou k vypo??tan?mu posunu planet?rn?ho perihelia (spolu s Einsteinov?m). Laserov? m??en? M?s?ce potvrdilo Einstein?v posun s p?esnost? 10–11 radi?n? za stolet?. Ale v dal??m po?ad? se m??e projevit efekt n?kter?ch v?cerozm?rn?ch model?.

Prvn? pokusy o takov? um?st?n? provedli na po??tku 60. let ameri?t? i sov?t?t? badatel?. Ale laserov? paprsek byl siln? rozpt?len povrchem a p?esnost m??en? byla n?zk? - a? n?kolik set metr?. Situace se velmi zm?nila pot?, co americk? mise Apollo a sov?tsk? mise Luna dodaly na M?s?c rohov? reflektory, kter? se pou??vaj? dodnes (bohu?el sov?tsk? lun?rn? program byl v roce 1983 zru?en).

Jak se to stane? Laser vy?le sign?l p?es dalekohled nam??en? do reflektoru a zaznamen? se p?esn? ?as, kdy byl sign?l vyd?n. Plocha paprsku ze sign?lu na m?s??n?m povrchu je 25 km 2 (plocha rohov?ch reflektor? je asi 1 m 2). Sv?tlo odra?en? od p??stroje na M?s?ci se vr?t? do dalekohledu b?hem asi jedn? sekundy, pot? to trv? asi 30 pikosekund. Doba cesty fotonu umo??uje ur?it vzd?lenost, a to se nyn? prov?d? s p?esnost? kolem dvou centimetr?, n?kdy p?esnost dosahuje i n?kolika milimetr?. A to ve vzd?lenosti mezi Zem? a M?s?cem 384 500 km!

Modifikovan? newtonovsk? dynamika (MOND). Ale Newton?v z?kon m??e b?t poru?en na m???tk?ch v?razn? v?t??ch ne? planet?rn? syst?my. Abnorm?ln? pohyby a rotace dovnit? hv?zdn? syst?my„vyprovokoval“ hled?n? „temn? hmoty“, do kter? jsou pono?eny galaxie, kupy galaxi? atd.

Co kdy? je na t?chto vah?ch poru?en samotn? Newton?v z?kon? P?vodn? MOND teorii vyvinul izraelsk? fyzik Mordechai Milgrom v roce 1983 jako alternativu k „temn? hmot?“. Odchylky od Newtonova z?kona o inverzn? kvadratu?e podle t?to teorie by m?ly b?t pozorov?ny p?i ur?it?m zrychlen?, a ne v ur?it? vzd?lenosti (vzpome?te na Horzavovu teorii, kde se vlivem rychlost? m?n? Newton?v z?kon).

MOND ?sp??n? vysv?tluje pozorovan? pohyby v galaxi?ch. Tato teorie tak? ukazuje, pro? jsou odchylky od o?ek?van?ho rota?n?ho vzoru nejv?t?? u trpasli??ch galaxi?.

Nev?hody p?vodn? teorie:

1) nezahrnuje relativistick? efekty jako STR nebo GTR;
2) jsou poru?eny z?kony zachov?n? energie, hybnosti a momentu hybnosti;
3) vnit?n? rozporupln?, proto?e p?edpov?d? r?zn? galaktick? dr?hy plynu a hv?zd;
4) neumo??uje vypo??tat gravita?n? ?o?ku kupami galaxi?.

To v?e zp?sobilo jeho dal?? v?razn? zlep?en? – za?azen?m skal?rn?ch pol?, redukc? do relativistick? podoby atd. Ka?d? zm?na, odstran?n? jedn? n?mitky, zp?sobila dal??, zat?m neexistuje ??dn? dokon?en? teorie, ale optimismus badatel? neztr?cej?.

Anom?lie "Pion??i". Automatick? meziplanet?rn? stanice Pioneer 10 a Pioneer 11 byly vypu?t?ny v letech 1972 a 1973 ke studiu Jupiteru a Saturnu. ?pln? splnili sv? posl?n? p?ibl??it se k t?mto planet?m a p?ed?vat o nich data, jak se ??k?, z prvn? ruky. Posledn? sign?l z Pioneer 10 byl p?ijat na za??tku roku 2003 po v?ce ne? t?iceti letech pokra?uj?c? operace. V t? chv?li kosmick? lo? byl ji? 12 miliard kilometr? od Slunce. Na Obr. 12.6 ukazuje fotografii p??stroje Pioneer-10.

P?ekvapiv? byl fakt, ?e jakmile Pion??i projeli ob??nou dr?hu Uranu (kolem roku 1980), lid? na Zemi si za?ali v??mat, ?e frekvence r?diov?ch sign?l? vys?lan?ch za??zen?mi se posouv? do kr?tkovlnn? ??sti spektra a ?e se frekvence r?diov?ch sign?l? vys?lan?ch p??stroji posouv? do kr?tkovlnn? ??sti spektra. co? by nem?lo platit, pokud jejich pohyb odpov?d? newtonovsk? dynamice (vliv relativistick?ch efekt? obecn? relativity v takov? vzd?lenosti od Slunce a planet je mnohem slab??).

Z ka?dodenn?ho hlediska se tento efekt samoz?ejm? zd? trivi?ln? - je 10 miliardkr?t men?? ne? zrychlen?, kter? za??v?me z gravita?n?ho pole Zem?. Ale v?razn? p?evy?uje relativistick? ??inky obecn? teorie relativity! Nejban?ln?j??m vysv?tlen?m z?hadn?ho jevu by mohl b?t nap??klad ?nik zbytkov?ho plynn?ho paliva z n?zkotahov?ch motor?, brzd?n? p?i kosmick?ho prachu atd. Tyto ??inky jsou v?ak do?asn? a anom?lie je stabiln? ji? v?ce ne? 20 let.

N?kte?? v?dci si kladli ot?zku, zda anom?lii Pioneer mohou generovat dosud nezn?m? faktory, kter? p?sob? pouze mimo slune?n? soustavu (zm?na Newtonova z?kona). Zva?ovaly se dokonce modely zahrnuj?c? antihmotu, temnou hmotu a temnou energii.

Norsk? fyzik Kjell Tangen situaci komplexn? analyzoval a dosp?l k z?v?ru, ?e ??dn? ze zn?m?ch modifikac? gravita?n?ho z?kona nem??e anom?lii popsat. Tyto zm?ny by toti? nem?ly v?st ke zm?n? v popisu pohybu vn?j??ch planet Slune?n? soustavy. Zm?nou Newtonova z?kona tedy Tangen nevyhnuteln? obdr?el nespr?vn? v?sledky pro popis pohybu Uranu a Pluta.

Z?hada „Pion?r?“ byla vy?e?ena pom?rn? ned?vno jako v?sledek 20 let pr?ce skupiny Vja?eslava Tury?eva, absolventa SAI MSU, nyn? pracuj?c?ho v NASA's Jet Propulsion Laboratory (JPL) v Pasaden?. V jin? ?as skupina ??tala od 20 do 80 zam?stnanc?. Relativn? ned?vno se poda?ilo dostate?n? rozlu?tit z?zra?n? zachovan? dodate?n? data z Pion?r?, kter? byla d??ve nedostupn? kv?li archaick?m form?t?m soubor? a informa?n?m m?di?m (p?skov? p?sky). Zpo??tku bylo analyzov?no v?ce ne? 20 faktor?, kter? by mohly v?st k ??inku. Skupina m?la k dispozici kopii dvoj?at ulo?en?ch v muzeu - t?et?ho Pion?ra, ponechan?ho na Zemi po p?edletov?ch testech, kter? umo?nily vybrat ty nejkvalitn?j?? d?ly do vesm?ru. Toto za??zen? bylo d?kladn? studov?no.

Jeden po druh?m byli z r?zn?ch d?vod? odm?tnuti kandid?ti na efekt. Nakonec zb?v? jen jeden mo?n? d?vod, kter? byl studov?n s v??n?. Za??zen? je parabolick? ant?na pro komunikaci o pr?m?ru cca 3 metry, vybaven? za??zen?m um?st?n?m v o n?co men?? krabici. Za??zen? tak dlouho vydr?? d?ky energii atomov? prvek, tak? sou??st? t?to krabice. V d?sledku toho se krabice zah??v?. Ant?na je v?dy orientov?na k Zemi, tak?e krabice je za n?.

Tury?evova skupina sestavila po??ta?ovou mapu rozlo?en? tepla v cel?m za??zen?. Uk?zalo se, ?e zadn? ??st za??zen? (naproti Zemi) je o n?co teplej?? ne? p?edn?. To znamen?, ?e v?ce energick?ch foton? opou?t? apar?t opa?n?m sm?rem k Zemi ne? ty, kter? l?taj? k Zemi. Ve skute?nosti funguje „fotonov? motor“, kter? v tomto p??pad? zpomaluje „let“ za??zen? ze Slune?n? soustavy. ?daje o v?po?tu jsou ve velmi dobr? shod? s ?daji o pozorovan?ch ??inc?ch. V?kon tohoto „motoru“ je srovnateln? s v?konem „zp?tn?ho r?zu“ sv?tlomet? automobilu, kter? jej tak? zpomaluje jako fotonov? motor. Toto obrazn? p?irovn?n? provedl s?m Tury?ev.

Objevuj? se ot?zky. Pro? byl ??inek objeven a? po 8 letech? Faktem je, ?e existuje i takov? jev, jako je slune?n? v?tr. Dokud za??zen? nedos?hla ob??n? dr?hy Uranu, jeho vliv p?evl?dal a „anom?lie“ se do n?j jednodu?e pono?ila. S v?t?? vzd?lenost? byl ??inek „anom?lie“ siln?j?? ne? ??inek v?tru a bylo objeveno. Pro? se v???, ?e anom?ln? s?la sm??uje ke Slunci, proto?e ant?na je orientov?na k Zemi? Faktem je, ?e ji? ve vzd?lenosti od ob??n? dr?hy Uranu, ob?hat Zem? je vid?na jako kruh v mal?m rohu ?e?en?. V tomto p??pad? nelze rozli?it, kam ant?na m??? (na Zemi, na jin? bod na ob??n? dr?ze Zem?, na Slunce) – jde p?ibli?n? o tot??.

Shrnout. Anom?lie „Pion?r?“ se vysv?tluje oby?ejn?mi jednoduch?mi jevy a k jej?mu vysv?tlen? nen? pot?eba revize Newtonova z?kona a gravita?n?ch teori? obecn?.

Co d?le zlep?? p?esnost pozorov?n?

Velmi ?asto se popisuje p?esnost
trp? nep?esnost?.
Dmitrij Licha?ev

Je velmi d?le?it? kontrolovat st?lost z?kladn? konstanty. K tomu porovn?vaj? r?zn? pozorov?n? nejvzd?len?j??ch objekt? ve Vesm?ru s pozorov?n?mi ve Slune?n? soustav? a ta se porovn?vaj? s v?sledky laboratorn?ch experiment? na Zemi a dokonce i s daty z?skan?mi v geologii a paleontologii. Anal?za vyu??v? r?zn? ?asov? r?mce s e stupnice na jedn? stran? ur?en? kosmologick?m a astrofyzik?ln?m v?vojem, na druh? stran? zalo?en? na modern?ch atomov?ch standardech. Nav?c jsou porovn?v?ny jevy, kter? na t?chto konstant?ch v?znamn? z?visej?, pro r?zn? doby.

Pro gravitaci je p?edev??m d?le?it? gravita?n? konstanta. Jej? p?esn? v?znam je nezbytn? pro ur?en? parametr? konkr?tn? alternativn? teorie nebo dokonce pro ur?en? jej? ?ivotaschopnosti – vzpome?te si na Horzavovu teorii. St?lost parametr? planet?rn?ch drah z?vis? na stabilit? gravita?n? konstanty. Studie ve slune?n? soustav? potvrdily nem?nnost gravita?n? konstanty s relativn? p?esnost? 10 –13 a? 10 –14 za rok. A p?esnost m??en? se neust?le zlep?uje.

Jak d?le?it? je hled?n? gravita?n?ch vln z astronomick?ch zdroj? z hlediska budov?n? nov? teorie? V tomto smyslu je nepravd?podobn?, ?e by samotn? registrace gravita?n?ch vln okam?it? poskytla mnoho informac?. Skute?nost registrace ale nakonec potvrd? spr?vnost modern? v?zkum a bude mo?n? odm?tnout zcela okrajov? teorie. Teprve pozd?ji, a? bude mo?n? analyzovat detaily z??en? (jako je polarizace), bude mo?n? jej pou??t k v?b?ru nebo ?prav? gravita?n?ch teori?. Ur?en? rychlosti gravita?n?ho z??en? tak? poskytne omezen? pro alternativn? teorie, jako je masivn? graviton; atd.

Je k vytvo?en? nov? teorie pot?eba n?jak? druh experiment?ln?ho pr?lomu, nebo si vybrat z ji? vytvo?en?ch? Ano, samoz?ejm? jsou pot?eba nov? a p?esn?j?? empirick? data. To by se ale nem?lo naz?vat pr?lomem, ale sp??e v?sledkem d?sledn?ho ?sil?. Stav v?c? je takov?: za posledn?ch 100 let se p?esnost m??en? zv??ila o 3–4 ??dy. Modern? technologie Slibuj? v?razn? urychlen? procesu. Podle r?zn?ch odhad? se o?ek?v?, ?e v p???t?ch 25–30 letech se p?esnost zv??? o dal??ch 3–5 ??d?. A to podle mnoha p?edpov?d? d?v? v?echny d?vody (a my jsme se to sna?ili uk?zat), kdy? ne v p???t?ch letech, tak v p???t?ch 10–20 letech, abychom o?ek?vali ??asn? zaj?mav? a d?le?it? objevy. V?t?ina v?zkumn?k? se nav?c domn?v?, ?e takov? zv??en? p?esnosti bude sta?it k ur?en? nov? teorie.