Syst?m dvoch neutr?nov?ch hviezd generuje m?dium - vlnenie v ?asopriestore

Gravit?cia(univerz?lna gravit?cia, gravit?cia) je z?kladn? interakcia v pr?rode, ktorej podliehaj? v?etky teles? s hmotnos?ou. Gravit?cia funguje hlavne v kozmickom meradle.

Term?n gravit?cia tie? pou??van? ako n?zov sekcie vo fyzike, ktor? ?tuduje gravita?n? pole a gravita?n? interakcie.

Gravita?n? interakcia

Najd?le?itej?ou vlastnos?ou gravit?cie je, ?e zr?chlenie mal?ch testovac?ch telies, ktor? sp?sobuje, je takmer nez?visl? od hmotnosti t?chto telies. Je to sp?soben? t?m, ?e gravit?cia ako sila v pr?rode je priamo ?mern? hmotnosti interaguj?cich telies. Ke? ve?kos? telies dosiahne ve?kos? plan?t a hviezd, gravita?n? sila sa st?va rozhoduj?cou a formuje gu?ov? tvar t?chto objektov. S ?al??m n?rastom ve?kosti na ?rove? kopy galaxi? a superkopy sa jav? obmedzen? efekt. To vedie k tomu, ?e superkopy u? nemaj? okr?hly tvar, ale pripom?naj? pred??en? vl?kna v tvare cigary susediace s uzlami s najhmotnej??mi kopami galaxi?. Gravita?n? interakcia je jednou zo ?tyroch z?kladn?ch interakci? v na?om svete. V r?mci klasickej mechaniky je pop?san? gravita?n? interakcia z?kon univerz?lnej gravit?cie Newton, pod?a ktor?ho je sila gravita?nej pr??a?livosti medzi dvoma hmotn?mi telesami oddelen?mi vzdialenos?ou

.

Tu - , rovn? m3/(kg s2). Znamienko m?nus znamen?, ?e sila p?sobiaca na sk??obn? teleso smeruje v?dy po vektore polomeru od sk??obn?ho telesa k zdroju gravita?n?ho po?a, t.j. gravita?n? interakcia v?dy vedie k pri?ahovaniu telies.

Gravita?n? pole je potenci?lne. To znamen?, ?e m??ete zavies? potenci?lnu energiu gravita?nej pr??a?livosti dvojice telies a t?to energia sa po pohybe telies po uzavretej slu?ke nezmen?. Potenci?l gravita?n?ho po?a so sebou nesie z?kon zachovania s??tu kinetickej a potenci?lnej energie, ktor? pri ?t?diu pohybu telies v gravita?nom poli ?asto v?razne zjednodu?uje rie?enie.

V r?mci newtonovskej mechaniky je gravita?n? interakcia dlh? dosah. To znamen?, ?e bez oh?adu na to, ako sa mas?vne teleso pohybuje, v akomko?vek bode priestoru z?vis? gravita?n? potenci?l a sila iba od polohy telesa v danom ?asovom okamihu. Av?ak ??tovn?ctvo Lorentzova invariancia gravita?n? sila a oneskorenie ??renia gravita?n?ho vplyvu pomocou rie?enia pre Li?nardov a Wiechertov potenci?l vedie k tomu, ?e v referen?n?ch s?stav?ch pohybuj?cich sa kon?tantnou r?chlos?ou vznik? dodato?n? silov? zlo?ka vplyvom gravita?nej. Situ?cia je ?plne ekvivalentn? situ?cii s elektrickou silou, ke? pozorovate? pri pohybe zaznamen? aj magnetick? pole a magnetick? silu ?mern? r?chlosti jeho pohyby. Preto je potrebn? vzia? do ?vahy obmedzen? r?chlos? ??renia gravit?cie, ktor? vedie k vlastnosti kr?tky dosah a oneskorenia gravita?nej interakcie. Koncom 19. a za?iatkom 20. storo?ia boli ?sil?m viacer?ch fyzikov - O. Heaviside, A. Poincar?, G. Minkowski, A. Sommerfeld, H. Lorenz a i. - polo?en? z?klady (LITG ) popisuj?ci gravit?ciu v inerci?lnych referen?n?ch syst?moch pri relativistick?ch r?chlostiach

V d?sledku toho bol z?kon univerz?lnej gravit?cie Isaaca Newtona (1687) zahrnut? do Lorentzovej invariantnej te?rie gravit?cie, ktor? celkom dobre predpovedala v?eobecn? spr?vanie gravit?cie. V roku 1915 vytvoril Albert Einstein (GTR), ktor? popisuje javy v gravita?nom poli z h?adiska geometrie ?asopriestoru a s prihliadnut?m na vplyv gravit?cie na v?sledky ?asopriestorov?ch meran?.

Nebesk? mechanika a niektor? jej ?lohy

Odvetvie mechaniky, ktor? ?tuduje pohyb telies v pr?zdnom priestore iba pod vplyvom gravit?cie, sa naz?va tzv nebesk? mechanika.

Najjednoduch??m probl?mom nebeskej mechaniky je gravita?n? interakcia dvoch telies v pr?zdnom priestore. Tento probl?m je vyrie?en? analyticky a? do konca; v?sledok jeho rie?enia je ?asto formulovan? vo forme troch Keplerovych z?konov.

S rast?cim po?tom interaguj?cich telies sa ?loha dramaticky skomplikuje. U? zn?my probl?m troch telies (t. j. pohybu troch telies s nenulov?mi hmotnos?ami) teda nie je mo?n? rie?i? analyticky vo v?eobecnej forme. Pri numerickom rie?en? doch?dza pomerne r?chlo k nestabilite rie?en? vzh?adom na po?iato?n? podmienky. Pri aplik?cii na Slne?n? s?stavu t?to nestabilita znemo??uje predpoveda? pohyb plan?t na mierkach presahuj?cich sto mili?nov rokov.

V niektor?ch ?peci?lnych pr?padoch je mo?n? n?js? pribli?n? rie?enie. Najd?le?itej??m pr?padom je, ke? je hmotnos? jedn?ho telesa v?razne v???ia ako hmotnos? ostatn?ch telies (pr?klady: Slne?n? s?stava a dynamika Saturnov?ch prstencov). V tomto pr?pade m??eme ako prv? aproxim?ciu predpoklada?, ?e ?ahk? teles? spolu neinteraguj? a pohybuj? sa po Keplerianov?ch trajekt?ri?ch okolo mas?vneho telesa. Interakcie medzi nimi m??u by? bran? do ?vahy v r?mci te?rie por?ch a spriemerovan? v ?ase. V tomto pr?pade m??u vznikn?? netrivi?lne javy, ako s? rezonancie, atraktory, chaos at?. Jasn?m pr?kladom tak?chto javov je netrivi?lna ?trukt?ra prstencov Saturna.

Napriek pokusom op?sa? dlhodob? spr?vanie s?stavy ve?k?ho po?tu pri?ahuj?cich sa telies pribli?ne rovnakej hmotnosti sa to vzh?adom na fenom?n dynamick?ho chaosu nedar?.

Siln? gravita?n? polia

V siln?ch gravita?n?ch poliach alebo pri pohybe relativistick?mi r?chlos?ami sa za??naj? prejavova? ??inky v?eobecnej relativity:

• odch?lka gravita?n?ho z?kona od Newtonovho;
• oneskorenie potenci?lov spojen?ch s kone?nou r?chlos?ou ??renia gravita?n?ch por?ch; vzh?ad gravita?n?ch v?n;
• efekty nelinearity: gravita?n? vlny maj? tendenciu vz?jomne sa ovplyv?ova?, tak?e princ?p superpoz?cie v?n v siln?ch poliach u? neplat?;
• zmena geometrie vidite?n?ho ?asopriestoru;
• rozvoj singular?t a vznik . Pravda, je to mo?n? len v pr?pade potenci?lne nekone?ne ve?kej gravita?nej sily, ktor? nebola dok?zan?. V skuto?nosti sa deteguj? iba ve?mi hust? kozmick? objekty, ako s? neutr?nov? hviezdy.

Gravita?n? ?iarenie

Jednou z predpoved? V?eobecnej relativity je gravita?n? ?iarenie, ktor?ho pr?tomnos? zatia? nebola potvrden? priamymi pozorovaniami. Existuj? v?ak nepriame pozorovacie d?kazy v prospech jeho existencie, konkr?tne: straty energie v bin?rnom syst?me s pulzarom PSR B1913+16 (pulzar Hulse-Taylor) s? v dobrej zhode s modelom, v ktorom je t?to energia un??an? gravit?ciou. ?iarenia.

Pod?a v?eobecnej te?rie relativity m??u gravita?n? ?iarenie generova? iba syst?my s premenliv?mi kvadrup?lov?mi alebo vy???mi multip?lov?mi momentmi. Gravita?n? sila i- zdroj po?a je proporcion?lny, ak je multip?l elektrick?ho typu, a – ak je multip?l magnetick?ho typu, kde v je charakteristick? r?chlos? pohybu zdrojov vo vy?arovacej s?stave, a c- r?chlos? svetla. Dominantn? moment je teda ?tvorp?lov? moment elektrick?ho typu a sila zodpovedaj?ceho ?iarenia sa rovn?:

kde je kvadrup?lov? momentov? tenzor rozlo?enia hmoty vy?aruj?ceho syst?mu. Neust?le

W umo??uje odhadn?? r?dov? ve?kos? sily ?iarenia.

Pokusy o priamu detekciu gravita?n?ho ?iarenia sa robili od roku 1969 (Weberove experimenty). V USA, Eur?pe a Japonsku v s??asnosti funguje nieko?ko pozemn?ch detektorov (LIGO, VIRGO, TAMA, GEO 600), ako aj projekt vesm?rneho gravita?n?ho detektora LISA (Laser Interferometer Space Antenna). Pozemn? detektor v Rusku sa vyv?ja vo Vedeckom centre pre v?skum gravita?n?ch v?n „Dulkyn“ v Tatarskej republike.

Jemn? ??inky gravit?cie

V?eobecn? te?ria relativity okrem klasick?ch efektov gravita?nej pr??a?livosti a dilat?cie ?asu predpoved? existenciu ?al??ch prejavov gravit?cie, ktor? s? v pozemsk?ch podmienkach ve?mi slab? a ich detekcia a experiment?lne overenie je preto ve?mi n?ro?n?. Doned?vna sa zdalo, ?e prekon?vanie t?chto ?a?kost? presahuje mo?nosti experiment?torov.

Medzi nimi mo?no menova? najm? ?ah inerci?lnych referen?n?ch r?mcov (alebo efekt Lense-Thirring) a. V roku 2005 meral tieto efekty v bl?zkosti Zeme robotick? experiment NASA Gravity Probe B, ale v?sledky prezentovan? v roku 2007 boli kontroverzn? kv?li ve?k?m chyb?m merania.

Kvantov? te?ria gravit?cie

Napriek polstoro?nej hist?rii pokusov je gravit?cia jedinou z?kladnou interakciou, pre ktor? e?te nebola skon?truovan? konzistentn? ?trukt?ra. renormalizovate?n? kvantov? te?ria. Pri n?zkych energi?ch, v duchu kvantovej te?rie po?a, m??e by? gravita?n? interakcia reprezentovan? ako v?mena gravit?nov - kalibra?n?ch boz?nov s 2 (ak vych?dzame z konceptu v?eobecnej relativity), alebo so spinom 1 pre Lorentzovu invariantn? te?riu gravit?cia (LITG).

Probl?m je v tom, ?e pri vysok?ch energi?ch prest?va popis pre v?eobecn? te?riu relativity fungova?. Preto je kvantov? gravit?cia v s??asnosti predmetom intenz?vneho teoretick?ho v?skumu.

Modern? te?rie gravit?cie

Vzh?adom na to, ?e zatia? nebola odhalen? vn?torn? ?trukt?ra ani jedn?ho z?kladn?ho po?a, neboli zmeran? parametre nosi?ov po?a, vznik? mo?nos? popisy gravita?n? pole nieko?k?mi konkuren?n?mi te?riami. V?etky tieto te?rie poskytuj? podobn? v?sledky v r?mci aproxim?cie, v ktorej sa v s??asnosti vykon?vaj? experiment?lne testy (pozri ?l?nok). Nasleduje nieko?ko z?kladn?ch, najviac rozvinut?ch alebo zn?mych te?ri? gravit?cie.

V?eobecn? te?ria relativity

V medzin?rodnom syst?me jednotiek SI maj? rovnice gravita?n?ho po?a LITG tvar:

,

Torzn? pole je anal?gom zlo?ky magnetick?ho po?a v elektromagnetizme. V?raz pre gravita?n? silu je nasleduj?ci:

• m je hmotnos? ?astice, na ktor? sila p?sob?,
• vm- r?chlos? ?ast?c.

Pre kr?tenie mimo rotuj?ceho telesa mo?no vzorec odvodi? z vy??ie uveden?ch rovn?c po?a:

,

Kde L je moment hybnosti rot?cie telesa.

V d?sledku torzn?ho po?a pri gravita?n?ch javoch je ??inok mo?n?.

Pre hustotu energie a vektor hustoty energetick?ho toku gravita?n?ho po?a () sa ukazuje:

Ke??e v LITG je gravita?n? pole vektorov? a m? dve zlo?ky (gravita?n? zr?chlenie a kr?tenie), potom je dip?lov? gravita?n? ?iarenie z zr?chlen?ch mas?vnych telies pr?pustn?. Tak?to ?iarenie sa m??e objavi? napr?klad pri zr?chlenom pohybe telesa pod vplyvom negravita?nej sily. V teles?ch m? v?ak celkov? dip?lov? gravita?n? ?iarenie v d?sledku vz?jomnej kompenz?cie vy?arovania jednotliv?ch telies tendenciu k nule a dominantn?m sa st?va kvadrup?lov? vy?arovanie, ako vo v?eobecnej te?rii relativity.

V slab?ch poliach je ?asopriestor op?san? jednotkov?m metrick?m tenzorom Minkowsk?ho priestoru a rovnicami po?a Lorentzov invariant. Pri vysok?ch r?chlostiach ?ast?c alebo v dostato?ne siln?ch poliach je potrebn? po??ta? s vplyvom gravita?n?ho po?a na v?sledky ?asopriestorov?ch meran?. Gravit?cia m??e napr?klad vychy?ova? sveteln? l??e z ich p?vodn?ho smeru a meni? ich r?chlos?. Na zoh?adnenie tak?chto javov sa vykon? prechod z LITG na CTG nahraden?m metrick?ho tenzora Minkowsk?ho priestoru vo vzorcoch metrick?m tenzorom zakriven?ho pseudo-Riemannovho priestoru. To n?m umo??uje prezentova? rovnice CTG vo forme kovariantn?ho tenzora a ber?c do ?vahy modifikovan? metrick? tenzor. Tenzorov? rovnice gravita?n?ho po?a v ?ubovo?nom referen?nom r?mci prostredn?ctvom kovariantn?ch deriv?tov maj? tvar:

,

kde je 4-vektor hustoty hybnosti (hustota hmotnostn?ho pr?du) generuj?ci gravita?n? pole - antisymetrick?, pozost?vaj?ci zo zlo?ky .

Pomocou tenzora zostroj?me:

V?aka tomuto tenzoru sa v LITG a v CTG automaticky rie?i probl?m v?eobecnej relativity s tenzorom hustoty energie hybnosti gravita?n?ho po?a. Tento tenzor sa podie?a na rie?en? v?etk?ch probl?mov pri h?adan? metriky. Spolu s okrajov?mi podmienkami (napr?klad na povrchu mas?vnych telies) to nastavuje podmienky potrebn? na spr?vnu identifik?ciu referen?n?ch s?stav, ??m sa vyhneme zodpovedaj?cemu probl?mu v?eobecnej relativity.

CTG sa l??i od v?eobecnej te?rie relativity svojimi pohybov?mi rovnicami. Ak sa v GTR pou??va rovnak? pohybov? rovnica pre ?astice aj kvant? po?a (v d?sledku princ?pu ekvivalencie), potom v CTG s? pohybov? rovnice pre ?astice a kvant? odli?n? a s? roz??renou aplik?ciou zachovania energie a hybnosti. z?kon vo vektorovo-tenzorovej forme.

Pri rie?en? ?loh v CTG je potrebn? rie?i? s?stavu diferenci?lnych rovn?c troch typov - rovnice pre zlo?ky gravita?n?ho po?a, rovnice pre metrick? a pohybov? rovnice. V tomto pr?pade pohyb hm?t ako zdrojov po?a men? obraz po?a a metrika sa men? nielen v d?sledku zmien v konfigur?cii hm?t, ale aj v d?sledku zmien v sile gravita?n?ch pol?. Pohybov? rovnica hmoty v CTG, na rozdiel od v?eobecnej te?rie relativity, umo??uje pop?sa? reakt?vny pohyb, ktor? sa v slabom poli transformuje na relativistick? Meshchersk?ho rovnicu.

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

3. Fedosin S.G. Hmotnos?, hybnos? a energia gravita?n?ho po?a .Journal of Vectorial Relativity, Vol. 3, ?. 3, september 2008, str. 30-35);?l?nok v ru?tine: .

4. Logunov A.A., Mestvirishvili M.A. Z?klady relativistickej te?rie gravit?cie. – Vydavate?stvo Moskovskej ?t?tnej univerzity, 1986, s. 308.

Napriek tomu, ?e gravit?cia je najslab?ou interakciou medzi objektmi vo vesm?re, jej v?znam vo fyzike a astron?mii je obrovsk?, preto?e m??e ovplyv?ova? fyzick? objekty v akejko?vek vzdialenosti vo vesm?re.

Ak sa zauj?mate o astron?miu, ur?ite v?s zauj?malo, ?o je tak? pojem ako gravit?cia alebo z?kon univerz?lnej gravit?cie. Gravit?cia je univerz?lna z?kladn? interakcia medzi v?etk?mi objektmi vo vesm?re.

Objav gravita?n?ho z?kona sa pripisuje sl?vnemu anglick?mu fyzikovi Isaacovi Newtonovi. Pravdepodobne mnoh? pozn?te pr?beh o jablku, ktor? padlo na hlavu sl?vneho vedca. Ak sa v?ak pozriete hlb?ie do hist?rie, m??ete vidie?, ?e o pr?tomnosti gravit?cie uva?ovali u? d?vno pred jeho ?rou filozofi a vedci staroveku, napr?klad Epikuros. Bol to v?ak Newton, kto ako prv? op?sal gravita?n? interakciu medzi fyzick?mi telesami v r?mci klasickej mechaniky. Jeho te?riu vypracoval ?al?? sl?vny vedec Albert Einstein, ktor? vo svojej v?eobecnej te?rii relativity presnej?ie op?sal vplyv gravit?cie vo vesm?re, ako aj jej ?lohu v ?asopriestorovom kontinuu.

Newtonov z?kon univerz?lnej gravit?cie hovor?, ?e sila gravita?nej pr??a?livosti medzi dvoma hmotn?mi bodmi oddelen?mi vzdialenos?ou je nepriamo ?mern? druhej mocnine vzdialenosti a priamo ?mern? obom hmot?m. Gravita?n? sila m? ve?k? dosah. To znamen?, ?e bez oh?adu na to, ako sa teleso s hmotnos?ou pohybuje, v klasickej mechanike bude jeho gravita?n? potenci?l z?visie? ?isto od polohy tohto objektu v danom ?asovom okamihu. ??m v???ia je hmotnos? objektu, t?m v???ie je jeho gravita?n? pole - t?m silnej?ia je gravita?n? sila. Vesm?rne objekty ako galaxie, hviezdy a plan?ty maj? najv???iu gravita?n? silu a teda aj dos? siln? gravita?n? polia.

Gravita?n? polia

Gravita?n? pole Zeme

Gravita?n? pole je vzdialenos?, v ktorej doch?dza k gravita?nej interakcii medzi objektmi vo vesm?re. ??m v???ia je hmotnos? objektu, t?m silnej?ie je jeho gravita?n? pole – t?m je jeho vplyv na in? fyzick? tel? v ur?itom priestore zrete?nej??. Gravita?n? pole objektu je potenci?lne. Podstatou predch?dzaj?ceho tvrdenia je, ?e ak zavediete potenci?lnu energiu pr??a?livosti medzi dve teles?, potom sa nezmen? ani po pohybe tela v uzavretej slu?ke. Odtia? poch?dza ?al?? zn?my z?kon zachovania s??tu potenci?lnej a kinetickej energie v uzavretej slu?ke.

V hmotnom svete m? ve?k? v?znam gravita?n? pole. Vlastnia ho v?etky hmotn? objekty vo vesm?re, ktor? maj? hmotnos?. Gravita?n? pole m??e ovplyv?ova? nielen hmotu, ale aj energiu. Vplyvom gravita?n?ch pol? tak?ch ve?k?ch kozmick?ch objektov ako s? ?ierne diery, kvazary a supermas?vne hviezdy vznikaj? slne?n? s?stavy, galaxie a in? astronomick? zhluky, ktor? sa vyzna?uj? logickou ?trukt?rou.

Najnov?ie vedeck? ?daje ukazuj?, ?e sl?vny efekt expanzie vesm?ru je zalo?en? aj na z?konoch gravita?nej interakcie. Roz??renie vesm?ru je u?ah?en? najm? siln?mi gravita?n?mi po?ami, jeho mal?ch aj najv????ch objektov.

Gravita?n? ?iarenie v bin?rnom syst?me

Gravita?n? ?iarenie alebo gravita?n? vlna je term?n, ktor? prv?kr?t zaviedol do fyziky a kozmol?gie sl?vny vedec Albert Einstein. Gravita?n? ?iarenie v te?rii gravit?cie vznik? pohybom hmotn?ch objektov s premenliv?m zr?chlen?m. Po?as zr?chlenia objektu sa od neho akoby „odtrhne“ gravita?n? vlna, ?o vedie k oscil?ci?m gravita?n?ho po?a v okolitom priestore. Toto sa naz?va efekt gravita?n?ch v?n.

Hoci gravita?n? vlny predpoved? Einsteinova v?eobecn? te?ria relativity, ako aj in? te?rie gravit?cie, nikdy neboli priamo detekovan?. Je to sp?soben? predov?etk?m ich extr?mnou malos?ou. V astron?mii v?ak existuj? nepriame d?kazy, ktor? m??u tento efekt potvrdi?. Vplyv gravita?nej vlny teda mo?no pozorova? na pr?klade konvergencie dvojhviezd. Pozorovania potvrdzuj?, ?e r?chlos? konvergencie dvojhviezd do ur?itej miery z?vis? od straty energie z t?chto kozmick?ch objektov, ktor? sa pravdepodobne vynaklad? na gravita?n? ?iarenie. T?to hypot?zu bud? m?c? vedci v bl?zkej bud?cnosti spo?ahlivo potvrdi? pomocou novej gener?cie ?alekoh?adov Advanced LIGO a VIRGO.

V modernej fyzike existuj? dva koncepty mechaniky: klasick? a kvantov?. Kvantov? mechanika bola vyvinut? relat?vne ned?vno a z?sadne sa l??i od klasickej mechaniky. V kvantovej mechanike objekty (kvant?) nemaj? presne ur?en? polohy a r?chlosti, v?etko je tu zalo?en? na pravdepodobnosti. To znamen?, ?e objekt m??e v ur?itom ?asovom bode zabera? ur?it? miesto v priestore. Kam sa posunie ?alej, sa ned? spo?ahlivo ur?i?, ale len s vysokou mierou pravdepodobnosti.

Zauj?mav?m ??inkom gravit?cie je, ?e m??e oh?ba? ?asopriestorov? kontinuum. Einsteinova te?ria tvrd?, ?e v priestore okolo zv?zku energie alebo akejko?vek materi?lnej l?tky je ?asopriestor zakriven?. V s?lade s t?m sa men? trajekt?ria ?ast?c, ktor? spadaj? pod vplyvom gravita?n?ho po?a tejto l?tky, ?o umo??uje predpoveda? trajekt?riu ich pohybu s vysokou mierou pravdepodobnosti.

Te?rie gravit?cie

Dnes vedci poznaj? viac ako tucet r?znych te?ri? gravit?cie. Delia sa na klasick? a alternat?vne te?rie. Najzn?mej??m predstavite?om prvej z nich je klasick? te?ria gravit?cie od Isaaca Newtona, ktor? vyna?iel sl?vny britsk? fyzik u? v roku 1666. Jeho podstata spo??va v tom, ?e mas?vne teleso v mechanike generuje okolo seba gravita?n? pole, ktor? pri?ahuje men?ie objekty. Tie maj? zase gravita?n? pole, ako v?etky ostatn? hmotn? objekty vo vesm?re.

?al?ia popul?rna te?ria gravit?cie bola vyn?jden? svetozn?mym nemeck?m vedcom Albertom Einsteinom na za?iatku 20. storo?ia. Einstein dok?zal presnej?ie pop?sa? gravit?ciu ako jav a tie? vysvetli? jej p?sobenie nielen v klasickej mechanike, ale aj v kvantovom svete. Jeho v?eobecn? te?ria relativity popisuje schopnos? sily, akou je gravit?cia, ovplyv?ova? ?asopriestorov? kontinuum, ako aj trajekt?riu element?rnych ?ast?c v priestore.

Spomedzi alternat?vnych te?ri? gravit?cie si azda najv???iu pozornos? zasl??i relativistick? te?ria, ktor? vymyslel n?? krajan, sl?vny fyzik A.A. Logunov. Na rozdiel od Einsteina Logunov tvrdil, ?e gravit?cia nie je geometrick?, ale skuto?n?, pomerne siln? fyzik?lne silov? pole. Z alternat?vnych te?ri? gravit?cie s? zn?me aj skal?rne, bimetrick?, kv?ziline?rne a in?.

1. Pre ?ud?, ktor? boli vo vesm?re a vr?tili sa na Zem, je spo?iatku dos? ?a?k? zvykn?? si na silu gravita?n?ho vplyvu na?ej plan?ty. Niekedy to trv? nieko?ko t??d?ov.
2. Je dok?zan?, ?e ?udsk? telo v stave beztia?e m??e strati? a? 1% hmoty kostnej drene za mesiac.
3. Spomedzi plan?t slne?nej s?stavy m? najmen?iu gravita?n? silu Mars a najv???iu m? Jupiter.
4. Zn?me bakt?rie salmonely, ktor? sp?sobuj? ?revn? ochorenia, sa v stave beztia?e spr?vaj? akt?vnej?ie a s? schopn? sp?sobi? ove?a v???ie ?kody ?udsk?mu telu.
5. Zo v?etk?ch zn?mych astronomick?ch objektov vo vesm?re maj? ?ierne diery najv???iu gravita?n? silu. ?ierna diera ve?kosti golfovej lopti?ky by mohla ma? rovnak? gravita?n? silu ako cel? na?a plan?ta.
6. Gravita?n? sila na Zemi nie je vo v?etk?ch k?toch na?ej plan?ty rovnak?. Napr?klad v oblasti Hudsonovho z?livu v Kanade je ni??ia ako v in?ch regi?noch zemegule.

Gravit?cia sa objavila ako veda o pr??a?livosti telies. A? do prvej polovice 20. storo?ia bola cel? te?ria gravit?cie zalo?en? len na Newtonov?ch z?konoch. Niekedy sa tomu hovor? - Newtonovsk? gravit?cia. Na za?iatku 20. storo?ia sa nahromadilo pomerne ve?a experiment?lnych a teoretick?ch faktov, ktor? poukazovali na nepresnos? Newtonovej gravit?cie.

Medzi experiment?lne fakty patr? napr?klad posun perh?lia orbity Merk?ra. Je zn?me, ?e obe?n? dr?ha Merk?ra okolo Slnka je elipsa, bod najbli??ie k Slnku sa naz?va perh?lium. T?to elipsa nestoj?, ale pomaly rotuje, ??m men? polohu perih?lia. Ako experimenty objavili na za?iatku 20. storo?ia, perh?lium sa pohybuje r?chlej?ie, ne? predpovedaj? Newtonove z?kony.

Nasledovn? skuto?nos? mo?no prip?sa? teoretick?m nepresnostiam. Ako je zn?me, dobrou inerci?lnou vz?a?nou s?stavou je vo?ne padaj?ci v??ah. V?etky procesy vo v?etk?ch v??ahoch s vo?n?m p?dom s? rovnak?. Predstavte si v?ak dva padaj?ce v??ahy. Jeden napr?klad v Afrike a druh? v Ju?nej Amerike. Hlavy v??ahov bud? inerci?lne vz?a?n? s?stavy, ale navz?jom sa bud? pohybova? so zr?chlen?m. T?to skuto?nos? je v rozpore s prv?m Newtonov?m z?konom.

Okrem toho je Newtonova te?ria gravit?cie zalo?en? na koncepte gravit?cie, ?o je sila na ve?k? vzdialenosti: p?sob? okam?ite na ak?ko?vek vzdialenos?. Tento okam?it? charakter akcie je nezlu?ite?n? so ?peci?lnou te?riou relativity. V tejto te?rii sa ?iadna inform?cia nem??e pohybova? r?chlej?ie ako r?chlos? svetla vo v?kuu.

V 20. rokoch Einstein navrhol ?plne nov? te?riu gravit?cie. V r?mci tejto te?rie sa predpoklad?, ?e gravita?n? ??inky nie s? sp?soben? silovou interakciou telies a pol? nach?dzaj?cich sa v ?asopriestore, ale deform?cia samotn?ho ?asopriestoru, ktor? je spojen? najm? s pr?tomnos?ou hmoty-energie.

Urobme mal? odbo?ku. Pod?a Einsheinovej te?rie hmoty a energie predstavuj? rovnak? parameter tela. Vz?ah medzi hmotnos?ou a energiou je dan? jednoduch?m vzorcom E = m c^2. Ako je zn?me zo SRT (tu je odkaz), hmotnos? telesa sa zvy?uje, ak je mu odovzdan? kinetick? energia. ??inok sa prejav?, ak sa r?chlos? tela pribl??i r?chlosti svetla. Podobn? efekt nastane napr?klad pri zahriat? organizmu. Vzh?adom na ve?k? parameter c = 300 000 km/s je v?ak dos? ?a?k? tak?to efekt postrehn??. V ?al?om popise sa pok?sime vyhn?? podobn?m matematick?m formul?ci?m.

Tak?e popis gravita?nej interakcie medzi telesami mo?no zredukova? na opis ?asopriestoru, v ktorom sa teles? pohybuj?. Je prirodzen? predpoklada?, ?e teles? sa pohybuj? zotrva?nos?ou, teda tak?m sp?sobom, ?e ich zr?chlenie v ich vlastnej vz?a?nej s?stave je nulov?. Dr?hy telies potom bud? takzvan? geodetick? ?iary. Presn? defin?cia geodetickej ?iary je pomerne zlo?it?. Povedzme, ?e pre ploch? priestor je geodetick? ?iara len priamka. Napr?klad geodetick? ?iara pre Zem v slne?nej s?stave je elipsa - to je obe?n? dr?ha Zeme.

Sk?sme jasne pop?sa? mechanizmus interakcie medzi dvoma mas?vnymi telesami. Najjednoduch?? sp?sob, ako to urobi?, je v dvojrozmernom pr?pade (a nie v 4-rozmernom pr?pade, ako v skuto?nosti). ?a?k? lopty budeme reprezentova? ako mas?vne teles? a ako priestor, ktor? sa oh?ba, ak s? do nej umiestnen? mas?vne teles?, m??eme bra? m?kk? gumen? podlo?ku. Pripome?me, ?e toto je len model na vizu?lne zn?zornenie Einsteinovej gravit?cie. Polo?me loptu na podlo?ku, pod v?hou tejto lopty sa podlo?ka trochu prehne. V?sledn? otvor je modelom zakriven?ho priestoru. Ak v bl?zkosti umiestnite druh? lopti?ku, bude sa zda?, ?e ju za?ne pri?ahova? prv?, preto?e t? prv? je akoby v diere.

Podobn? efekt mo?no pozorova? priamo, ak sa dve lopti?ky vypustia paralelne ved?a seba pozd?? gumovej membr?ny, na ktorej je v strede umiestnen? mas?vny predmet. Gu???ky sa rozpt?lia: t?, ktor? bola bli??ie k objektu pretl??aj?cemu sa cez membr?nu, bude smerova? do stredu silnej?ie ako vzdialenej?ia guli?ka. Tento nes?lad je sp?soben? zakriven?m membr?ny.

Einsteinova te?ria neodpoved?, pre?o mas?vne teles? oh?baj? priestor. A tie? pre?o sa teles? pohybuj? po geodetick?ch l?ni?ch. Toto v?etko je len predpoklad a ako hovor? samotn? te?ria, v?etko s? to vlastnosti samotn?ho priestoru, v ktorom ?ijeme. Av?ak rovnice Einsteinovej te?rie gravit?cie poskytuj? doteraz najpresnej?? obraz o pohybe objektov vo vesm?re.

Je u?ito?n? uvies? Einsteinovu gravita?n? rovnicu.

Vpravo T?to rovnica obsahuje takzvan? tenzor energie-hybnosti. Je to on, kto popisuje hmotnos? a energiu hmoty v danom bode priestoru. V?avo s? dva pojmy, prv?m je Einsteinov tenzor – veli?ina, ktor? popisuje zakrivenie priestoru. T?to rovnica teda d?va s?vislos? medzi hmotnos?ou telies v priestore a zakriven?m pr?ve tohto priestoru.

Na ?avej strane rovnice je ?al?? ?len - ide o takzvan? lambda ?len. Pr?ve tento ?len sp?sobuje medzi vedcami najv???iu kontroverziu. Historick? fakty nazna?uj?, ?e Einstein pridal tento v?raz do rovnice na posledn? chv??u – ke? u? boli vykonan? v?etky v?po?ty, a d?vody, pre?o by sa mal tento v?raz prida? do rovnice, s? ?plne nezn?me. Faktom je, ?e tento ?len je v zmysle toho zodpovedn? za vlastnos? samotn?ho priestoru. Toti? preto, ?e priestor, bez oh?adu na teles? v ?om umiestnen?, sa bude r?chlo roz?irova?. Zr?chlenie, s ktor?m sa priestor roz?iruje, je ve?mi mal? a je mimoriadne ?a?k? ho experiment?lne zmera?.

Profesor Erik Verlinde z Amsterdamskej univerzity vyvinul nov? hypot?zu gravit?cie. Vedec ned?vno zverejnil svoje poznatky vo viacer?ch vedeck?ch publik?ci?ch. Hlavn? ?as? hypot?zy navrhol u? v roku 2010. Jeho hlavn?m posolstvom je, ?e gravit?cia nie je z?kladn? sila pr?rody, ale je to n?hodn? jav.

Pod?a Verlindeho je gravit?cia v?sledkom zmien hlavn?ch bitov inform?ci? ulo?en?ch v samotnej ?trukt?re priestoru a ?asu. Tvrd?, ?e gravit?ciu vysvet?uje ur?it? rozdiel v hustote entropie v priestore medzi dvoma telesami a v okolitom priestore. Pr??a?livos? dvoch makroskopick?ch telies teda vysvet?uje zv??en?m celkovej entropie so zmen?en?m vzdialenosti medzi telesami. In?mi slovami, syst?m sa jednoducho presunie do pravdepodobnej?ieho makrostavu.

Vedec vo svojej pr?ci z roku 2010 uk?zal, ako m??e by? druh? Newtonov z?kon, ktor? m??e vysvetli? padanie jab?k zo stromu alebo stabiln? obe?n? dr?hu umel?ho satelitu Zeme, konkr?tnym prejavom interakcie t?chto element?rnych blokov hmoty. „Newtonove z?kony nefunguj? na mikro?rovni, ale funguj? na ?rovni jab?k a plan?t. M??ete to prirovna? k tlaku plynu. Samotn? molekuly plynu nevytv?raj? ?iadny tlak, ale ur?it? objem plynu ?no,“ povedal v roku 2010 vedec. Pod?a Verlindeho mo?no spr?vanie hviezd v galaxi?ch, o ktor?ch sa mnoh? vedci domnievaj?, ?e s? v rozpore so v?eobecne uzn?van?mi predstavami o ?asopriestore, vysvetli? bez zavedenia ?al?ieho faktora, ak?m je tmav? hmota.

Temn? hmota v astron?mii a kozmol?gii, ako aj v teoretickej fyzike, je hypotetick? forma hmoty, ktor? nevy?aruje elektromagnetick? ?iarenie a priamo s n?m neinteraguje. T?to vlastnos? tejto formy hmoty znemo??uje jej priame pozorovanie. Z?ver o existencii temnej hmoty bol uroben? na z?klade mnoh?ch, navz?jom konzistentn?ch, ale nepriamych znakov spr?vania sa astrofyzik?lnych objektov a gravita?n?ch efektov, ktor? vytv?raj?. Zistenie podstaty temnej hmoty pom??e vyrie?i? probl?m skrytej hmoty, ktor? spo??va najm? v anom?lne vysokej r?chlosti rot?cie vonkaj??ch oblast? galaxi?.

Faktom je, ?e vonkaj?ie oblasti galaxi? rotuj? okolo svojho stredu ove?a r?chlej?ie, ako by mali. Vedci u? d?vno vypo??tali r?chlos? rot?cie galaxi?, ak hviezdy, plan?ty, hmloviny, teda vidite?n? hmota, s? v?etkou hmotou, ktor? existuje vo vesm?re. V skuto?nosti nie?o v?razne zvy?uje gravit?ciu, a preto sa vonkaj?ie oblasti galaxie ot??aj? r?chlej?ie, ako by mali. Na ozna?enie tohto „nie?oho“ vedci navrhli mo?nos? existencie nevidite?nej hmoty, ktor? m? v?ak v?znamn? vplyv na v?etky objekty vo vidite?nej ?asti vesm?ru. Navy?e, pod?a v?po?tov by tmavej hmoty malo by? nieko?kon?sobne viac ako be?nej hmoty. Presnej?ie povedan?, ver? sa, ?e 80% hmoty v na?ej vidite?nej ?asti vesm?ru je temn? hmota.

Prv?mi, ktor? vykonali presn? a spo?ahliv? v?po?ty, ktor? nazna?ovali existenciu temnej hmoty, boli astron?movia Vera Rubin z Carnegie Institution a Kent Ford. V?sledky meran? uk?zali, ?e v???ina hviezd v ?pir?lov?ch galaxi?ch sa pohybuje na obe?nej dr?he pribli?ne rovnakou uhlovou r?chlos?ou, ?o vedie k my?lienke, ?e hustota hmoty v galaxi?ch je rovnak? pre tie oblasti, kde sa nach?dza v???ina hviezd, a pre tieto oblasti (pri okraj disku), kde je m?lo hviezd.

Napriek tomu, ?e existenciu temnej hmoty v???ina vedcov akceptuje, neexistuj? ?iadne priame d?kazy o jej existencii. V?etky tieto d?kazy s? nepriame.

Pod?a Erica Verlindeho sa d? v?etko vysvetli? bez toho, aby sme do modern?ho modelu existencie vesm?ru pridali z?hadn? hmotu, ktor? nemo?no odhali?. Verlinde hovor?, ?e jeho hypot?za bola testovan? a presne predpoved? r?chlos? rot?cie hviezd okolo stredu na?ej galaxie, ako aj r?chlos? rot?cie vonkaj??ch oblast? in?ch galaxi? okolo spolo?n?ho centra.

„Nov? v?zia te?rie gravit?cie je v s?lade s pozorovaniami vedcov. „Vo v?eobecnosti sa gravit?cia vo ve?k?ch mierkach nespr?va tak dobre, ako predpoved? Einsteinova te?ria,“ povedal Verlinde.

Na prv? poh?ad s? z?kladn? princ?py Verlindeovej hypot?zy podobn? ako pri in?ch hypot?zach, vr?tane MOND (modified Newtonian Dynamics). Ale v skuto?nosti to tak nie je: MOND jednoducho modifikuje v?eobecne uzn?van? te?riu pomocou jej princ?pov a ustanoven?. No holandsk? hypot?za pracuje s nov?mi princ?pmi, v?chodisko je in?.

Hypot?za na?la miesto pre holografick? princ?p, ktor? sformulovali u?ite? Verlinde Gerard 't Hooft (v roku 1999 dostal Nobelovu cenu) a vedec Leonard Susskind (Stanfordsk? univerzita).Pod?a tohto princ?pu mo?no op?sa? v?etky inform?cie vo vesm?re. ako obrovsk? imagin?rna gu?a okolo nej.Te?ria na hraniciach sk?manej oblasti priestoru by mala obsahova? najviac jeden stupe? vo?nosti na Planckovu oblas?.Verlinde tvrd?, ?e t?to te?ria neberie do ?vahy skuto?nos?, ?e niektor? inform?cie v n?? vesm?r nie je len projekcia, je celkom skuto?n?.

A pr?ve tieto dodato?n? inform?cie s? d?vodom r?chlej?ej rot?cie vonkaj??ch oblast? galaxi? v porovnan? s vypo??tan?mi hodnotami. Skuto?n? inform?cie v na?om vesm?re m??u vysvetli? e?te jeden dodato?n? faktor – temn? energiu, o ktorej sa dnes v?eobecne ver?, ?e je hlavn?m d?vodom nepretr?itej expanzie vesm?ru. Navy?e, ako v roku 1998 uk?zali laure?ti Nobelovej ceny Saul Perlmutter, Saul Perlmutter, Brian Schmidt a Adam Riess, r?chlos? rozp?nania vesm?ru nie je kon?tantn?, ako sa predt?m myslelo, t?to r?chlos? sa neust?le zvy?uje. V?eobecne uzn?van? te?ria hovor?, ?e tmav? energia tvor? asi 70 % obsahu vesm?ru a vedci sa sna?ia n?js? jej stopy v mikrovlnnom ?iaren? pozadia.

Profesor tvrd?, ?e mnoh? fyzici teraz pracuj? na rev?zii te?rie gravit?cie a v tejto oblasti sa u? dosiahol ur?it? pokrok. Pod?a Holan?ana je veda na pokraji revol?cie, ktor? m??e zmeni? predstavy ?ud? o povahe priestoru, ?asu a gravit?cii.

Z?rove? mnoh? fyzici na?alej veria, ?e temn? energia a hmota s? skuto?n?. Sesandri Nadathur z University of Portsmouth (UK) teda publikoval svoju pr?cu minul? mesiac v

To, ?omu hovor?me pokrok, je
je nahradenie jedn?ho probl?mu druh?m.
Henry Havelock Ellis

Alternat?va te?rie gravit?cie k v?eobecnej te?rii relativity

Ni? nerob? n?? ?ivot tak?mto
pr?jemn? ako nevyhnutn?
alternat?va.
?udov? m?dros?

V?etko plynie, v?etko sa men?. Boli ?asy, ke? sa zdalo, ?e nie je potrebn? si ?ela? lep?iu te?riu gravit?cie ako Newtonovu. V celej knihe sme op?sali, ako krok za krokom v?eobecn? te?ria relativity „zaujala svoje miesto na slnku“. Do jej 100. naroden?n zost?va u? len p?r rokov. Ak? je jej stav teraz? GTR je bezpochyby najpopul?rnej?ia te?ria gravit?cie, predov?etk?m v astrofyzike a kozmol?gii, a my sme sa to pok?sili uk?za?. Te?ria ?trukt?ry a v?voja hviezd, najm? v z?vere?n?ch f?zach; ??inky na povrch kompaktn?ch a ultrahust?ch predmetov; kozmologick? modely v r?znych epoch?ch evol?cie a ove?a viac nemo?no uspokojivo vypo??ta? bez pou?itia v?eobecnej te?rie relativity. Na z?klade ??inkov predpovedan?ch V?eobecnou te?riou relativity sa vytv?raj? cel? oblasti v?skumu - h?adanie gravita?n?ch v?n, ?t?dium gravita?n?ch ?o?oviek at?. Ako s??as? teoretickej fyziky sa V?eobecn? relativita vyu??va aj v mnoh?ch z?kladn?ch v?skumoch.

V skuto?nosti okam?ite po potvrden? klasick?mi testami z?skala v?eobecn? relativita bezprecedentn? popularitu. Ale, samozrejme, meran?m odklonu l??a svetla od vzdialenej hviezdy v gravita?nom poli Slnka, posunu perih?li? plan?t v Slne?nej s?stave, ako aj ?erven?ho gravita?n?ho posunu v poli Zeme, vec sa neskon?ila a ani skon?i? nemohla. Od svojho dokon?enia v roku 1915 boli z?kladn? princ?py a rovnice neust?le testovan? a opakovane testovan? s narastaj?cou presnos?ou. Nez?skali sa v?ak ?iadne v?sledky, ktor? by odporovali v?eobecnej te?rii relativity. Okrem toho sa u? dlho pou??va na praktick? ??ely, ako je v?po?et obe?n?ch dr?h satelitov, plan?t a trajekt?ri? medziplanet?rnych vozidiel.

M??eme poveda?, ?e ??inky v?eobecnej te?rie relativity sa u? vyu??vaj? v ka?dodennom ?ivote: na zv??enie presnosti naviga?n?ch a sledovac?ch syst?mov, ako je GPS. Vo v??ke 20 000 km je neust?le na obe?nej dr?he 24 a? 27 satelitov. Na zlep?enie presnosti sa pou??vaj? sign?ly z nieko?k?ch satelitov, ktor? si vymie?aj? sign?ly so zariadeniami na Zemi. To si vy?aduje pr?snu synchroniz?ciu hod?n na v?etk?ch miestach. Ukazuje sa, ?e presnos? at?mov?ch hod?n nesta??. Je potrebn? po??ta? so spomalen?m hod?n, ku ktor?mu doch?dza pod?a v?eobecnej relativity v gravita?nom poli Zeme. In?mi slovami, rovnak? hodiny na Zemi id? pomal?ie ako na obe?nej dr?he. Pre v??ku 20 000 km je tento rozdiel 38 ms za de? a povedie k chybe pri ur?ovan? vzdialenosti a? 10 m. Aby sa tento efekt kompenzoval, takt „pod?a pasu“ na obe?nej dr?he sa viac upravuje pomaly. Ak bud? spusten? z obe?nej dr?hy a umiestnen? ved?a t?ch na Zemi, bud? oneskoren? o 38 mikrosek?nd za de?.

Doteraz na?a prezent?cia skuto?ne demon?trovala ?spechy GTR a m??e sa zda?, ?e v?aka tomuto ru?ov?mu obrazu, okrem GTR, neprich?dzali do ?vahy ?iadne in? te?rie, ni? in? nebolo navrhnut?, alebo v?etko „neeinsteinovsk?“ bolo ?plne zmietnut? . V?bec nie. ?innosti na vytv?ranie te?ri? gravit?cie boli a zost?vaj? ve?mi energick?. V?voj te?ri? a ich akt?vne a komplexn? testovanie kr??ali ruka v ruke po?as cel?ho 20. storo?ia aj ?alej.

V???inu testov mo?no zaradi? do ?peci?lnych tried, ktor? navrhol americk? relativista Clifford Will v roku 2001:

Najjednoduch?ie d?vody.
Einsteinov princ?p ekvivalencie.
Parametrizovan? postnewtonovsk? formalizmus.

Budeme hovori? o s?lade s posledn?mi dvoma triedami ni??ie, ale teraz po?me diskutova? o tom, ak? s? „najjednoduch?ie d?vody“?

Za?iatkom 70. rokov zostavila skupina vedcov z Kalifornsk?ho technologick?ho in?tit?tu pod veden?m ideol?ga projektu LIGO profesora Kipa Thorna, ako aj Clifforda Willa a taiwansk?ho fyzika Wei-Tou Ni zoznam te?ri? gravit?cie 20. storo?ia. Pre ka?d? te?riu polo?ili nasleduj?ce ot?zky o probl?me najjednoduch??ch z?kladov:

Je te?ria konzistentn??
je to kompletn??
je konzistentn?, v r?mci nieko?k?ch ?tandardn?ch odch?lok, so v?etk?mi doteraz vykonan?mi experimentmi?

Krit?rium „s?ladu so v?etk?mi doteraz uskuto?nen?mi experimentmi“ sa ?asto nahr?dzalo krit?riom „zhody s v???inou d?sledkov newtonovskej mechaniky a ?peci?lnej te?rie relativity“.

Sebakonzistentnos? nemetrick? te?rie zah??aj? po?iadavky napr?klad nepr?tomnos? tachy?nov, hypotetick?ch ?ast?c pohybuj?cich sa r?chlos?ou v???ou ako svetlo v jeho roztokoch; absencia probl?mov v spr?van? pol? v nekone?ne at?.

Aby bola te?ria gravit?cie pln?, mus? by? schopn? op?sa? v?sledky ak?hoko?vek myslite?n?ho experimentu, mus? by? v s?lade s in?mi fyzik?lnymi te?riami potvrden?mi experimentom. Napr?klad ak?ko?vek te?ria, ktor? nedok??e z prv?ch princ?pov predpoveda? pohyb plan?t alebo spr?vanie at?mov?ch hod?n, je ne?pln?.

Pr?kladom ne?plnej a nekonzistentnej te?rie je Newtonova te?ria gravit?cie v kombin?cii s Maxwellov?mi rovnicami. V takejto te?rii je svetlo (ako fot?ny) vychy?ovan? gravita?n?m po?om (hoci o polovicu slab?ie ako vo v?eobecnej te?rii relativity), ale svetlo (ako elektromagnetick? vlny) nie.

Ak nejak? te?ria nesp??ala tieto krit?ri?, tak sa s ?ou nepon?h?ali. Ak bola te?ria vo svojich z?kladoch ne?pln?, skupina sa ju pok?sila doplni? mal?mi zmenami, zvy?ajne redukuj?c te?riu v nepr?tomnosti gravit?cie na ?peci?lnu te?riu relativity. A? potom sa dospelo k z?veru, ?i to stoj? za ?al?ie zv??enie. V 70. rokoch existovalo nieko?ko desiatok te?ri?, ktor? si zasl??ia pozornos?. ?a?ko poveda?, ale za posledn? dve-tri desa?ro?ia ich po?et mohol dosiahnu? sto alebo viac. V?etko z?vis? od odpovede na ot?zku, ?o sa pova?uje za jednu te?riu a ?o je trieda te?ri?. Preto sa v?ber pod?a r?znych krit?ri? vykon?va teraz a s e?te v???ou v???ou. Je to mimoriadne d?le?it?, preto?e existuj? predpoklady, ?e v najbli???ch desa?ro?iach sa, ?i u? v mal?ch alebo ve?k?ch mierkach, alebo s??asne zmen? v?eobecn? relativita.

Overenie v?eobecnej relativity v mierke planet?rnych syst?mov

Teraz si pripome?me, ?e z?kladom GTR ako metrickej te?rie je princ?p ekvivalencie a postul?t pohybu pozd?? geod?zie. Je zn?me, ?e tieto princ?py, ak s? stanoven? s absol?tnou presnos?ou, vyhovuj? iba „?isto“ metrick?m te?ri?m (s men??mi v?hradami), t. j. te?ri?m, kde je reprezentovan? gravita?n? pole. iba metrick? tenzor. Ukazuje sa, ?e v?eobecn? relativita je len najjednoduch?ie verzia metrickej te?rie. Bez ak?hoko?vek poru?enia t?chto z?kladov si mo?no predstavi? nespo?etn? mno?stvo (bez preh??ania) r?znych metrick?ch te?ri?. Ako potom mo?no zmeni? te?riu? ?oho sa treba v tomto pr?pade chopi?? Samozrejme, iba experiment a pozorovanie m??u da? v?etko na svoje miesto. Ale klasifik?cia alternat?vnych n?vrhov si vy?aduje vlastn? strat?giu.

Pracuje na ?tandardn? formalizmus Arthur Eddington (1882–1944) za?al testova? alternat?vne modely gravit?cie u? v roku 1922. Zdokona?ovanie tohto formalizmu, tak ?i onak, pokra?ovalo desa?ro?ia a americk? fyzici Clifford Will a Kenneth Nordvedt dokon?ili pr?cu v roku 1972. Navrhli takzvan? parametrizovan? postnewtonovsk? (PPN) formalizmus. Je ur?en? pre te?rie bu? ?isto metrick?, alebo s efekt?vnou metrikou reprezentuj?cou zakriven? ?asopriestor, kde doch?dza k fyzick?m interakci?m. Zoh?ad?uj? sa iba odch?lky od newtonovskej mechaniky, tak?e formalizmus je pou?ite?n? len v slab?ch poliach. Vo v?eobecnosti existuje 10 parametrov PPN. V pr?pade v?eobecnej te?rie relativity sa 2 z nich rovnaj? jednej a zvy?n?ch 8 sa rovn? nule.

Ako je formalizmus PPN u?ito?n? pri kontrole v?eobecnej relativity? Nov? technol?gie umo??uj? pomerne presne sledova? pohyby nebesk?ch telies a modern? ?tandardn? test funguje nasledovne. Pou?itie v?eobecn?ch rovn?c relativity presne tak Vo forme PPN sa vypo??tavaj? trajekt?rie telies v Slne?nej s?stave. Tento typ sa ukazuje ako najkon?trukt?vnej??. Potom sa porovnaj? s pozorovan?mi ?dajmi. Aktu?lnym v?sledkom je, ?e kore?pondencia teoretick? Parametre PPN v?eobecnej te?rie relativity pozorovate?n? je potvrden? s presnos?ou na desatiny a? stotiny percenta - to je ve?mi vysok? presnos?.

?al??mi presn?mi testami s? pozorovania dvojit?ch pulzarov: syst?mov pozost?vaj?cich z dvoch neutr?nov?ch hviezd, z ktor?ch je v s??asnosti zn?my asi tucet. Okrem toho existuj? syst?my pozost?vaj?ce z r?diov?ho pulzaru a bieleho trpasl?ka, s? vhodn? aj na testy. Na z?klade t?chto pozorovan? sa vypo??taj? orbit?lne parametre. Ukazuje sa, ?e odch?lky od Keplerianov?ch hodn?t sa zhoduj? s odch?lkami predpovedan?mi V?eobecnou te?riou relativity, tie? s presnos?ou na desatiny a stotiny percenta. Odborn?ci s? ve?mi optimistick?, pokia? ide o vyhliadky na zv??enie presnosti pri ?t?diu dvojit?ch pulzarov. Vych?dza zo skuto?nosti, ?e neutr?nov? hviezdy s? v syst?moch s ve?kos?ou obe?n?ch dr?h mili?ny kilometrov ve?k? desiatky kilometrov. V tak?chto syst?moch s? hviezdy vlastne bodov? objekty. Ich vn?torn? ?trukt?ra, vn?torn? pohyby a deform?cie nemaj? prakticky ?iadny vplyv na trajekt?rie. Naproti tomu v Slne?nej s?stave v?etky tieto faktory, ako aj vplyv mnoh?ch „susedov“, v?razne obmedzuj? zlep?enie presnosti. Aby sme to zhrnuli, m??eme poveda?, ?e na ?k?le planet?rnych syst?mov bola v?eobecn? relativita potvrden? s vysokou presnos?ou a presnos? meran? sa zv??i.

Potreba ?pravy GTO

Najprv mus?me zmeni? svoj ?ivot,
po preroben? m??ete spieva?.
Vladim?r Majakovskij

V?skum vytv?rania te?ri? alternat?vnej v?eobecnej relativity, v???inou metrick?ch, v?ak neust?va. pre?o? V?eobecn? relativita je dobre potvrden?, ako u? bolo povedan?, v rozsahu slne?nej s?stavy. Otestujte si te?riu na b O Vo v???om alebo men?om meradle je to ove?a ?a??ie. V?eobecn? relativita, ako ka?d? in? te?ria, je len modelom na opis re?lnych javov. Preto sa skuto?n? pr?roda m??e zhodova? s predpove?ami v?eobecnej relativity na stupnici planet?rnych syst?mov, ale l??i sa v in?ch mierkach.

Mnoh? modern? teoretick? a empirick? ?daje z?rove? nazna?uj?, ?e to tak m? by? a s? potrebn? ?pravy. Napr?klad v mnoh?ch rie?eniach v?eobecnej te?rie relativity je potrebn? uva?ova? o siln?ch gravita?n?ch poliach, obrovsk?ch hustot?ch at?. A to si vy?aduje kvantovanie gravita?n?ho po?a. Napriek zna?n?mu ?siliu sa v tejto oblasti nepodarilo dosiahnu? rozhoduj?ci ?spech. To nazna?uje, ?e v mal?ch mierkach, kde sa vy?aduje kvantovanie, mus? by? gravita?n? te?ria upraven?. Na druhej strane mnoh? popredn? odborn?ci maj? tendenciu interpretova? ned?vny objav zr?chlen?ho rozp?nania vesm?ru ako geometrick? efekt, ktor? mo?no „z?ska?“ ?pravou v?eobecnej relativity na kozmologick?ch mierkach. Bez oh?adu na to v?sledky v?skumu fyziky z?kladn?ch interakci? ved? k potrebe zmien vo v?eobecnej te?rii relativity vo ve?k?ch aj mal?ch mierkach.

Pokia? ide o ?ivotaschopn? te?rie, neexistuje ?iadne zaveden? terminologick? rozl??enie pre alternat?vne, modifikovan? alebo nov? te?rie. V?etky z nich, tak ?i onak, rozv?jaj? v?eobecn? te?riu relativity, preto?e na v?hach, kde sa to potvrdzuje, nesm? fungova? hor?ie. Pri v?voji modifik?ci? v?eobecnej relativity alebo nov?ch te?ri? ich autori porovn?vaj? so v?eobecnou te?riou relativity v zodpovedaj?cich re?imoch tak, ako sa v?eobecn? relativita porovn?va s Newtonovou gravit?ciou. Ak chcete, mus? by? splnen? rovnak? princ?p kore?pondencie, ale v novom ?t?diu poznania.

V s??asnosti sa na mnoh?ch konferenci?ch o te?rii gravit?cie venuj? zov?eobecnen?m (alebo alternat?vnym) te?ri?m cel? sekcie, na t?to t?mu vych?dzaj? samostatn? zborn?ky a niektor? te?rie sa ?oraz viac osamostat?uj?. Ak? s? hlavn? najpopul?rnej?ie a najs?ubnej?ie smery v tomto v?voji?

Po prv?, GTR je ?isto metrick? (alebo ?isto tenzorov?) te?ria. To znamen?, ?e geometria ?asopriestoru a hmoty sa navz?jom ovplyv?uj? bez sprostredkovate?ov. Existuje nekone?n? mno?stvo tak?chto te?ri?, ktor? sa daj? skon?truova? (ako sme u? diskutovali), a akt?vne sa rozv?jaj?. Rovnice t?chto te?ri? sa spravidla l??ia od rovn?c v?eobecnej te?rie relativity t?m, ?e s? doplnen? o kvadratick? ?leny a ?leny vy??ieho r?du v zakriven?. Dodato?n? term?ny zvy?ajne vstupuj? s mal?mi koeficientmi, ktor? poskytuj? s?hlas s pozorovaniami, povedzme, v mierke planet?rnych syst?mov, ale v?razne menia rie?enia na kozmologick?ch mierkach.

?al?ia trieda alternat?vnych te?ri? sa vyzna?uje t?m, ?e vz?jomn? ovplyv?ovanie geometrie a hmoty sa uskuto??uje prostredn?ctvom doplnkov?ho po?a, naj?astej?ie skal?rneho alebo vektorov?ho po?a. Pr?nos t?chto oblast? v?ak nemus? by? v?znamn?. Odch?lka modern?ch alternat?vnych te?ri? od v?eobecnej te?rie relativity by mala by? vyjadren? rozdielom v zodpovedaj?cich parametroch PPN. Na pos?denie ?ivotaschopnosti te?rie odli?nej od v?eobecnej relativity (na jej testovanie) je potrebn? registrova? odch?lky od hodn?t parametrov PPN vo v?eobecnej te?rii relativity na ?rovni 10 –6 –10 -8. To znamen?, ?e presnos? meran? v slne?nej s?stave aj v bin?rnych pulzaroch sa mus? zlep?i? o 1 a? 3 r?dy.

Horzavova te?ria gravit?cie

T?to te?ria je jednou z variantov vektorov?ch tenzorov?ch te?ri? gravit?cie a v s??asnosti je mo?no najpopul?rnej?ia. Preto o nej hovor?me. Te?riu navrhol v roku 2009 americk? strunov? teoretik ?esk?ho p?vodu Petr Horzhava. Je trochu odli?n? od konven?n?ch te?ri? vektorov?ch tenzorov, preto?e namiesto vektorov?ho po?a pou??va skal?rny gradient. Na jednej strane s? zachovan? vlastnosti vektorov?ch te?ri?, na druhej strane s? tu vlastn? ?pecifick? ??itkov? vlastnosti.

Pripome?me si e?te raz, ?e na z?klade v?eobecnej te?rie relativity nebolo mo?n? vytvori? konzistentn? kvantov? te?riu gravit?cie, v ktorej by neexistovali ?iadne divergencie. Preto sa navrhuj? r?zne modifik?cie, ktor? sa na kvantov?ch mierkach v?razne odchy?uj? od v?eobecnej relativity a st?vaj? sa „vhodn?mi“ na kvantovanie. Aby sme to dosiahli, pri ich kon?trukcii sa niektor? princ?py, ktor? s? z?kladom v?eobecnej te?rie relativity, menia, t. j. uk?zalo sa, ?e s? poru?en?. Samozrejme, toto poru?enie mus? by? tak? mal?, aby nebolo v rozpore s laborat?rnymi testami a aby sa nezmenil vplyv te?rie na mierku planet?rnych syst?mov, kde je dobr? zhoda s pozorovaniami. Presne toto je Horzhavova te?ria. Nepovieme v?m, ak? pozoruhodn? je v zmysle kvantovania, to je trochu mimo t?mu knihy, ale povieme si o jej vlastnostiach ako o gravita?nej te?rii – ako a ako sa l??ia od podobn?ch vlastnost? V?eobecnej relativity.

Lorentzova invariancia. U? sme diskutovali o tom, ?e V?eobecn? relativita akoby „vyr?stla“ zo ?peci?lnej te?rie relativity - mechaniky vysok?ch r?chlost? porovnate?n?ch s r?chlos?ou svetla. Pripome?me, ?e v SRT sa v?etky inerci?lne referen?n? syst?my pohybuj? vo?i sebe rovnomerne a priamo?iaro, s? ekvivalentn?. Je d?le?it? pam?ta? na merania ?asu v SRT. V ka?dej inerci?lnej referen?nej sn?mke hodiny be?ia vlastn?m tempom, ktor? sa l??i od r?chlosti hod?n v in?ch sn?mkach , ak ich porovn?te. Nie je v?ak mo?n? zvoli? ani „najlep?ie“ ani „najhor?ie“ tempo, ak s? hodiny kon?truk?ne identick?. To znamen?, ?e spr?vny ?as ka?d?ho inerci?lneho syst?mu je rovnak? vo vz?ahu k ostatn?m. To znamen?, ?e v SRT nie je vyhraden? ?as.

Tie? sme povedali, ?e v geometrickom jazyku je invariancia v SRT pri prechode z jednej inerci?lnej referen?nej s?stavy do druhej ekvivalentn? invariancii pri Lorentzov?ch rot?ci?ch. vo v?etkom ploch? ?asopriestor. Vo v?eobecnej te?rii relativity v d?sledku „zap?nania“ gravit?cie, a teda aj zakrivenia ?asopriestoru, Lorentzova invariancia vo v?etkom?asopriestor u? nie je mo?n?. V?eobecn? relativita v?ak zost?va Lorentzova invariantn? lok?lne, teda v malom susedstve ka?d?ho pozorovate?a. T?to nemennos? je jedn?m zo z?kladn?ch princ?pov GTR a je spojen? s princ?pom kore?pondencie medzi GTR a STR.

Chronometrick? te?ria. V mnoh?ch modifik?ci?ch v?eobecnej te?rie relativity je poru?en? lok?lna Lorentzova invariancia. Medzi nimi je Horzhavova te?ria. Ned?vno sa stala obzvl??? popul?rnou jedna z jeho implement?ci?, takzvan? „?ivotaschopn?“ („zdrav?“) neprojekt?vna verzia, ktor? vyvinuli americk? fyzici Diego Blas a Oriol Pujolas a n?? krajan Sergej Sibiryakov. ??inky diskutovan? ni??ie sa t?kaj? hlavne tejto modifik?cie v?eobecnej te?rie relativity.

Ako sa teda Horzhavova te?ria l??i od v?eobecnej te?rie relativity? Ku v?etk?m obvykl?m poliam v?eobecnej relativity sa prid?va skal?rne pole f, ale nie be?n?m sp?sobom. Smer jeho zmeny v ?asopriestore vymedzuje ?peci?lne pridelen? smer ?asu. Preto sa skal?rne pole naz?va pole chron?n. Potom povrchy kon?tantn?ch hodn?t skal?rneho po?a s? povrchy kon?tantn?ho ?asu alebo "simult?nnosti". Skal?rne pole vstupuje do rovn?c iba cez deriv?ty, tak?e sa netreba ob?va? nekone?n?ch hodn?t chron?nov?ho po?a. V?znamn? je len jej zmena, nie jej hodnoty. Ke??e v ?asopriestore existuje vybran? smer, existuj? vybran? referen?n? syst?my. Toto nie je charakteristick? ani pre STR, ani pre GTR, ale je to charakteristick? pre te?rie vektorov?ch tenzorov. Pre preh?adnos? uvedieme jednoduch? pr?klad „hra?ky“. Jedn?m z rie?en? novej te?rie je ploch? ?asopriestor (ako v SRT) plus chron?nov? pole, ktor? sa uk??e ako akur?t ?as, f = t. Na SRT m??eme prejs? pomocou Lorentzov?ch transform?ci? z jedn?ho s?radnicov?ho syst?mu x,t in?mu x", t", kde ?as plynie inak. V novej te?rii nem??eme, ke??e hodnota skal?rneho po?a sa pri transform?ci?ch s?radn?c nemen?, a to je ?as. Na rozdiel od ?erpacej stanice s? tu teda hodiny, ktor? odpo??tavaj? pridelen? ?as.

Ke??e vo v?eobecnej te?rii relativity je gravita?n? pole po?om ?asopriestorovej metriky, je jasn?, pre?o sa nov? te?ria naz?va chrono metrick?. Prijate?n? obmedzenia parametrov chronometrickej te?rie umo??uj? vyhn?? sa divergencii po?as kvantovania. Zopakujme si to znova: uh to bol hlavn? ??el jeho v?stavby. Ale toto je teoretick? ?spech a teraz je sotva mo?n? testova? kvantov? efekty tejto ?rovne.

Nov? te?ria sa v?ak mus? zmeni? aj v klasick?ch (nekvantov?ch) prejavoch. A to umo??uje dok?za? alebo vyvr?ti? jeho pr?vo na existenciu. ?alej si uk??eme, v ktor?ch klasick?ch javoch a ako ve?mi sa chronometrick? te?ria l??i od v?eobecnej te?rie relativity, ?i mo?no pri pozorovaniach identifikova? ??inky novej te?rie a rozdiel ilustrujeme na niektor?ch teoretick?ch modeloch. Aby sme to dosiahli, budeme diskutova? o najv?raznej??ch pr?kladoch pod?a n??ho n?zoru.

Gravita?n? vlnov? ?iarenie. Pripome?me si, ?e gravita?n? vlna vo v?eobecnej te?rii relativity je prie?na, tenzorov?, m? dve polariz?cie (pozri obr. 10.2) a ??ri sa r?chlos?ou svetla. Gravita?n? vlny existuj? aj v Horzavovej te?rii. Okrem u? spom?nan?ch dvoch tenzorov?ch polariz?ci? v?ak existuje skal?rny stupe? vo?nosti. To znamen?, ?e pod vplyvom takejto vlny sa k pohybu testovac?ch ?ast?c pridaj? pozd??ne (v smere ??renia vlny) posuny. D?le?it? je, ?e tenzorov? a skal?rne zlo?ky maj? r?znu r?chlos? ??renia. Okrem toho by mali obe r?chlosti v z?vislosti od parametrov modelu Horzhava prekro?i?(!) r?chlos? svetla, hoci nepatrn?. Tieto rozdiely od v?eobecnej te?rie relativity s? zauj?mav?, ale bohu?ia? zatia? len teoretick?. St?le neexistuje priama detekcia gravita?n?ch v?n, tak?e zaznamenanie zaznamenan?ch rozdielov sa zd? by? z?le?itos?ou ?alekej bud?cnosti.

Napriek tomu existuje nepriame potvrdenie existencie gravita?n?ho ?iarenia. Ide o pozorovania dvojit?ch pulzarov, zmen?enie ve?kosti ich dr?h nazna?uje stratu energie ?iaren?m gravita?n?ch v?n. Tento efekt je v s?lade so v?eobecnou te?riou relativity s relat?vnou presnos?ou 10 -2, ako sme u? diskutovali. Ale predpovede v?eobecnej te?rie relativity a Horzhavovej te?rie s? odli?n?. Ak je teda ten druh? ?ivotaschopn?, potom existuje ?anca, ?e ?al?ie zv??enie presnosti odhal? tieto rozdiely a objasn? parametre novej te?rie.

Interakcia ?ast?c. Okam?it? akcia. Teraz pre chronometrick? te?riu zv??ime interakciu gravita?n?ho po?a s hmotou. Budeme diskutova? len o prvej (line?rnej) aproxim?cii, ktor? m??e by? dostupn? na pozorovania. V tomto porad? s? efekty spojen? s poru?en?m Lorentzovej invariantnosti z r?znych d?vodov potla?en?, ale chron?nov? pole je pr?tomn?, je zahrnut? Lorentzov?m invariantn?m sp?sobom v takzvanej efekt?vnej metrike. To znamen?, ?e metrika GTR je upraven? a hmota sa ??ri nie v p?vodnom ?asopriestore, ale v nejakom efekt?vnom ?asopriestore a univerz?lnym sp?sobom. Mo?no pr?ve t?to interakcia n?m v bud?cnosti umo?n? objavi? klasick? javy reprezentovan? chronometrickou te?riou.

Pri aproxim?cii slab?ch pol? a n?zkych r?chlost? by sa newtonovsk? gravit?cia mala sta? limitom gravita?nej te?rie. V druhom pr?pade interakciu dvoch ?ast?c predstavuje zn?my Newtonov z?kon, kde sila je ?mern? hmotnosti, gravita?n? kon?tanta, nepriamo ?mern? druhej mocnine vzdialenosti, ale nez?vis? od r?chlosti tieto ?astice. Pr?tomnos? chron?nov?ho po?a men? a dop??a tento z?kon nasledovne. Mierne gravita?n? kon?tanta sa men?, teraz sa naz?va ??inn? a zobrazuje sa r?chlostn? z?vislos?. Mo?nos? detekcie t?chto ??inkov je ur?en? v?zbov?mi kon?tantami chronometrickej te?rie.

Vplyv chron?nov?ho po?a sa prejavuje aj t?m, ?e niektor? interakcie sa m??u ??ri? okam?ite(!), teda nekone?nou r?chlos?ou. Ako k tomuto z?veru do?lo? Rovnice pre poruchy zvy?ajne obsahuj? vlnov? oper?tor, ktor? pozost?va z dvoch ?ast?: priestorovej a ?asovej. Rozsah, obr?tene koeficient druhej ?asti je druhou mocninou r?chlosti ??renia por?ch. ?pln? absencia druhej ?asti znamen?, ?e t?to r?chlos? je nekone?n?. ?as? rovn?c Horzhavovej te?rie m? presne t?to ?trukt?ru. Tu je vhodn? nakresli? anal?giu s Newtonovou te?riou. V ?om, rovnako ako v chronometrickej te?rii, je zv?raznen? tok ?asu („absol?tny ?as“) a gravita?n? interakcia sa okam?ite ??ri.

Ako si predstavi? okam?it? distrib?ciu? Predstavte si povrch kon?tantn?ho ?asu, potom sign?l, ktor? sa na ?om ??ri (teda bez zmeny ?asu), okam?ite prejde ak?ko?vek vzdialenos?. To je v tak?ch relativistick?ch te?ri?ch ako STR alebo GTR neprijate?n?. Pozrime sa na diagram na obr. 12.1. Zv??te tri body vo vesm?re: A, B a C. V momente t = 0 tieto body zodpovedaj? udalostiam A 0 , B 0 , C 0 , ktor? v r?mci SRT spolu kauz?lne nes?visia. Iba v tejto chv?li t 1 udalos? A 0 sa st?va v pr??innej s?vislosti s udalos?ou B 1 v bode B, a moment?lne t 2 a s pr?p C 2 v bode C. Ako by to malo by? v STR (alebo GTR), ??renie sign?lov je pr?sne spojen? a obmedzen? sveteln?mi ku?e?mi. V Horjavskej te?rii to pri niektor?ch interakci?ch nemus? plati?. Okam?it? ??renie znamen?, ?e v?etky tri udalosti A 0 , B 0 , C 0 v ?ase t = 0, do?lo v d?sledku jednej okam?ite??riacim sa sign?lom, to znamen?, ?e m??u by? v pr??innej s?vislosti. Tak?to „fantastick?“ mo?nos? v?ak chronometrick? te?riu rozhoduj?cim sp?sobom neobmedzuje. Vyhranenos? smerovania ?asu znamen?, ?e pojem simult?nnosti je jednozna?ne definovan?, tak?e s kauzalitou nie s? probl?my, ani tak exotick?.

Slne?n? s?stava. Na testovanie akejko?vek gravita?nej te?rie pri meran? pohybov v planet?rnom syst?me sa pou??va formalizmus PPN. Ako v ka?dej vektorovej te?rii, aj v Horzhavovej te?rii mus? existova? ??inky privilegovan?ho referen?n?ho r?mca To vedie k tomu, ?e parametre PPN skupiny a sa uk??u ako nenulov?. V skuto?nosti, okrem dvoch parametrov PPN, ktor? s? vlastn? v?eobecnej te?rii relativity, m? chronometrick? te?ria ?al?ie dva: a 1 a a 2 . Aby sa predi?lo rozporom s pozorovaniami, musia by? dostato?ne mal?: a 1 <= 10 -4 a a 2 <= 10 -7. Po?k?me na zv??enie presnosti meran?, potom sa mo?no existenciu a 1 a a 2 (a teda Horzhavovej te?rie) potvrd? alebo vyvr?ti.

?ierne diery. Vo v?eobecnej te?rii relativity je ?ierna diera objekt, ktor?ho centr?lna ?as?, zvy?ajne singul?rna, je obklopen? sf?rick?m povrchom naz?van?m horizont udalost?. Jeho pr?tomnos? je sp?soben? skuto?nos?ou, ?e vo v?eobecnej te?rii relativity existuje obmedzuj?ca r?chlos? - to je r?chlos? svetla. Hlavnou vlastnos?ou ?iernej diery je, ?e vo v?eobecnej te?rii relativity ju nem??e opusti? ?iadna ?astica, ?iadne pole ani sveteln? sign?l, to znamen?, ?e nepresiahne horizont udalost?.

V chronometrickej te?rii existuj? aj rie?enia, ktor? opisuj? objekty, ako s? ?ierne diery. Nezab?dajme v?ak, ?e v tejto te?rii neexistuje ?iadna obmedzuj?ca r?chlos?, interakcie sa m??u ??ri? r?chlos?ou vy??ou ako r?chlos? svetla a dokonca okam?ite. Ak by t?to mo?nos? existovala vo v?eobecnej te?rii relativity, potom by samotn? koncept horizontu udalost? stratil v?znam, preto?e by bolo mo?n? opusti? objekt, pri?om by sme boli na horizonte udalost? aj pod n?m. V tomto pr?pade sa objavuj? rozpory s?visiace s termodynamikou syst?mu, ako je pokles entropie. V s??asnosti nie s? v?etky rie?enia pre ?ierne diery v Horzavovej te?rii zn?me kv?li jej mladosti, ale medzi zn?mymi s? tak?, ktor? umo??uj? vyhn?? sa t?mto komplik?ci?m. Ukazuje sa, ?e v ?iernej diere m??e v r?mci chronometrickej te?rie existova? takzvan? univerz?lny horizont. Le?? pod horizontom udalost? („bli??ie“ k singularite) a je pozoruhodn? t?m, ?e sa pod n?m vyn?ra kon?tantn? ?as. neprekra?ova? jeho. To znamen?, ?e spod tohto medziobzoru nem??e vyjs? sign?l dokonca nekone?nej r?chlosti (okam?it?). A pre tak?to objekty s? odstr?nen? vy??ie uveden? rozpory.

Na obr. Obr?zok 12.2 ukazuje takzvan? Penrosov diagram Schwarzschildovej ?iernej diery. Body i- A i+ predstavuj? cel? ?asov? nekone?nos? minulosti a cel? ?asov? nekone?nos? bud?cnosti, bodka i 0 zjednocuje cel? priestorov? nekone?no. Rovno Bi+ je horizont udalost? Schwarzschildovej ?iernej diery - to je mo?n? vidie? z polohy sveteln?ch ku?e?ov. Naozaj, ?tvorec Bi + i 0 i– – to v?etko je vonkaj?? ?asopriestor vonku horizont udalost?, zatia? ?o trojuholn?k i + Bi+ je ?asopriestor pod horizont udalost?, odkia? sign?l nem??e ?s? do vonkaj?ej oblasti a kde preru?ovan? ?iara je singularita r = 0. Na Schwarzschildovom diagrame dier sa nach?dza diagram ?iernych dier chronometrickej te?rie. V?etky krivky sa sp?jaj? i 0 a i+ , s? prierezy kon?tantn?ho po?a chron?nu j = kon?t, to ist?, kon?tantn? ?as (simult?nnos?). Tukov? obl?k je ten prav? univerz?lny horizontz=? z + , pod n?m, bli??ie k singularite, obl?ky i + i+ , sp?jaj?ce konce preru?ovanej ?iary s? tie? ?seky kon?tantn?ho ?asu (simult?nnos?). Je jasn?, ?e ak sa sign?l v chronometrickej te?rii ??ri ?o i len okam?ite, teda pozd?? prierezov simult?nnosti, potom nebude schopn? prekro?i? univerz?lny horizont a opusti? chronometrick? ?iernu dieru.

kozmol?gia. V meradle vesm?ru m? Horzhavova te?ria tie? ?ancu vyhl?si? svoju ?ivotaschopnos?. Po?me diskutova? o kozmologick?ch rie?eniach v novej te?rii. Bud? pribli?ne rovnak? ako vo v?eobecnej te?rii relativity, s t?m rozdielom, ?e namiesto obvyklej gravita?nej kon?tanty G objav? sa efekt?vna gravita?n? kon?tanta G E. Teraz si spome?me na modifikovan? Newtonov z?kon, o ktorom sme hovorili vy??ie. Objavuje sa jej vlastn? efekt?vna gravita?n? kon?tanta, odli?n? od G, ozna?me to G I. Odhady rozdielu: | G I - G E| <= 0,1.

Neexistuje ?iadny z?kaz, aby sa v bud?cnosti ur?ila v?znamn? hodnota tohto rozdielu, ale je tie? mo?n?, ?e bude vyl??en?.

Na z?klade v?eobecnej te?rie relativity bola vyvinut? te?ria kozmologick?ch por?ch, ktor? je v s?lade s pozorovaniami. Umo??uje napr ?trukt?ru, teda rozmiestnenie galaxi? a ich zhlukov v pozorovate?nej oblasti Vesm?ru. Ak sa v?ak s rast?cou presnos?ou pozorovania objav? povedzme anizotropia nepredpovedan? v?eobecnou te?riou relativity, potom je to d?vod obr?ti? sa na Horzhavovu te?riu. Khorzhavova te?ria je tak? mlad?, ?e je nepravdepodobn?, ?e by ju samotn? a z?very vyvoden? na jej z?klade bolo mo?n? pova?ova? za ust?len? a v?eobecne akceptovan?. Napriek tomu sa te?ria ako celok aj z?very javia ako ve?mi zauj?mav? a d?le?it?.

Viacrozmern? modely

Dobr? de?, Multidimenzionalita!
Viktor Bokhinyuk

Po?as minul?ho storo?ia boli r?zne te?rie gravit?cie kon?truovan? tak ?i onak ako nez?visl? te?rie, teda „zdola“. V posledn?ch desa?ro?iach sa situ?cia zmenila: budovanie te?ri? gravit?cie je stimulovan? rozvojom fundament?lnych te?ri?, r?zne modely gravit?cie s? ich s??as?ou a „kry?talizuj?“ v medziach t?chto te?ri?. To znamen?, ?e ich tvorba prich?dza „zhora“. Ako uch?dza?i o „te?rie v?etk?ho“ medzi z?kladn? te?rie patr? gravit?cia.

„Te?ria v?etk?ho“ mus? fungova? za t?ch najfantastickej??ch podmienok, vr?tane Planckove energie. Potom v?etky interakcie funguj? ako jedna. Preto je kon?trukcia tak?chto te?ri? do ur?itej miery extrapol?ciou. A prechodom od te?rie funguj?cej za najv?eobecnej??ch podmienok na podmienky n??ho sveta bude jej pribl??enie, ktor? sa tzv. m?lo energie. Vo svete, ktor? pozorujeme, by sa mali pozorovacie efekty v „pribli?nej te?rii v?etk?ho“ uskuto?ni? minim?lne. „Gravita?n? ?as? te?rie v?etk?ho“ v n?zkoenergetickom limite m? podobu, ktor? pozn?me, a mus? prejs? v?etk?mi testami, ktor?mi pre?la v?eobecn? relativita. V?imnite si, ?e niektor? verzie „te?rie v?etk?ho“ v n?zkoenergetickom limite obsahuj? v?eobecn? te?riu relativity ako gravita?n? ?as? presne.

D?le?itou vlastnos?ou fundament?lnych te?ri? je, ?e spravidla ako na kozmologick?ch mierkach, tak aj na mierkach mikrosveta sa pou??va ?asopriestorov? dimenzia v???ia ako 4. Koncept viacrozmern?ho priestoru je nevyhnutn? napr?klad pre te?riu superstrun, ktor? je v?eobecne akceptovan? predstavuje najs?ubnej?iu vysokoenergetick? te?riu, ktor? kombinuje kvantov? gravit?ciu a te?riu takzvan?ch kalibra?n?ch pol?. N?zkoenergetick? d?sledky tejto te?rie vy?aduj? napr?klad (9+1)-rozmern? z?kladn? ?asopriestor (niekedy (10+1)-rozmern?), zatia? ?o in? dimenzie s? zak?zan?.

Ale ako to potom m??e by?, c?time len 3 priestorov? a simult?nne O e meranie? Na mikromeradl?ch s? ?al?ie rozmery zhutnen? (akoby zvinut? do „r?r“), a preto by sme ich nemali vn?ma?. Tak?to priestor m? symetrie v ?al??ch dimenzi?ch, ktor? s? zodpovedan? z?konmi zachovania pre r?zne n?boje, rovnako ako symetrie Minkowsk?ho priestoru s? zodpovedan? z?konmi zachovania energetick?ch charakterist?k.

U? na s??asnej ?rovni technol?gie m??u by? experimenty na ur?ch?ova?och d?le?it? na potvrdenie z?kladn?ch te?ri?. Napr?klad, ak sa vo Ve?kom hadr?novom ur?ch?ova?i v CERN objavia takzvan? supersymetrick? partneri zn?mych ?ast?c, bude to znamena?, ?e my?lienka supersymetrie funguje, a preto mo?no v r?mci te?ria str?n.

M??e v?ak ma? svet roz??ren? (nezhutnen?) rozmery? Prv? vyhl?senia k tejto veci urobili v roku 1983 Valery Rubakov a Michail Shaposhnikov, ktor? na?alej akt?vne pracuj? v tejto oblasti. Uk?zali, ?e v 5-rozmernom ?asopriestore (so 4-rozmern?m priestorom) m??e by? v?etka hmota s?streden? len v 3-rozmernom ?seku priestoru. Koncept modelov s branami vznik? tam, kde je svet, v ktorom ?ijeme efekt?vne zameran? v 3-rozmernom priestore, a preto nepoci?ujeme ?al?ie roz??ren? priestorov? rozmery.

Modely typu Rubakov-Shaposhnikov nejak? ?as nep?tali ve?k? pozornos?. Z?ujem o ne za?al podnecova? predov?etk?m probl?m hierarchie interakci?, ktor? zah??a extr?mnu slabos? gravita?nej interakcie. Pri popise interakcie element?rnych ?ast?c mo?no zabudn?? na gravita?n? interakciu ako na ?plne bezv?znamn? novelu. Ale ak sme sa u? podujali vysvetli? ?trukt?ru n??ho sveta, potom mus?me odpoveda? na ot?zku, pre?o je gravit?cia tak? slab?.

Ukazuje sa, ?e viacrozmern? modely s roz??ren?mi extra dimenziami m??u by? ve?mi u?ito?n? pri rie?en? t?chto probl?mov. Existuje ve?a tak?chto modelov. Azda najzn?mej?? je model, ktor? v roku 1999 navrhli americk? kozmol?govia Lisa Randall a Raman Sundrum. V skuto?nosti pon?kali dva modely jeden po druhom.

V prvom z nich je 5-rozmern? svet obmedzen? na oboch stran?ch dvoma 4-rozmern?mi ?asopriestorov?mi sekciami, z ktor?ch jeden je n?? Vesm?r (tri priestorov? dimenzie plus jeden ?asopriestor A ja som s?radnica). Priestor medzi dvoma br?nami je zna?ne zakriven? v d?sledku ich „mechanick?ho“ nam?hania. Toto nap?tie vedie k tomu, ?e v?etky fyzik?lne ?astice a polia s? s?streden? len na jednu z br?n a neop???aj? ju, s v?nimkou gravita?nej interakcie a ?iarenia. Na tejto br?ne je gravit?cia, ale je ve?mi slab?, a toto je ten svet, v ktorej ?ijeme. Na druhej pre n?s nepr?stupnej hranici 5-dimenzion?lneho sveta je gravit?cia naopak ve?mi siln? a v?etka hmota je ove?a ?ah?ia a interakcie medzi ?asticami hmoty s? slab?ie.

V druhej verzii sa model Randall a Sundrum zaob?de bez druhej hranice. Teoretikom sa tento model p??i viac. Umo??uje im to zmeni? ich milovan? te?riu str?n v p??rozmernom ?asopriestore na oby?ajn? kvantov? te?riu na jej ?tvorrozmernej hranici. Priestor v tomto modeli je tie? vysoko zakriven? a jeho polomer zakrivenia ur?uje charakteristick? ve?kos? ?al?ej piatej priestorovej dimenzie. Neexistuje ?iadny kone?ne uznan? model s br?nami, s? v akt?vnej f?ze v?voja, probl?my sa identifikuj?, rie?ia, objavuj? sa nov?, znova sa rie?ia at?.

Na obr. Obr?zok 12.3 (v?avo) schematicky zn?zor?uje svet na br?ne, kde sa v nej ??ri svetlo (fot?ny), ale samotn? br?nu nem??e opusti?. Na obr. 12.3 (vpravo) ukazuje, ?e ak by bol n?? svet na br?ne, potom by sa mohol „vzn??a?“ vo ve?kom priestore ?al??ch dimenzi?, ktor? n?m zost?vaj? nedostupn?, preto?e svetlo, ktor? vid?me (a ?iadne in? polia okrem gravit?cie), nem??e opusti? na?u br?nu. . Okolo n?s sa m??u vzn??a? ?al?ie svety.

?al?ou my?lienkou ved?cou k ?vah?m o multidimenzion?lnych modeloch je takzvan? kore?pondencia AdS/CFT, ktor? vznik? ako jedna zo ?pecifick?ch implement?ci? te?rie superstr?n. Geometricky to znamen? nasledovn?. Do ?vahy prich?dza multidimenzion?lny (zvy?ajne 5-rozmern?) anti-de Sitter (AdS) ?asopriestor. Bez podrobnost? je AdS priestor ?asopriestorom neust?leho negat?vneho zakrivenia. Hoci je zakriven?, m? rovnak? po?et symetri? ako ploch? ?asopriestor rovnakej dimenzie, t.j. je maxim?lne symetrick?. . ?alej uva?ujeme priestorov? ohrani?enie priestoru AdS v nekone?ne, ktor?ho rozmer je teda o jeden men??. Tak?e pre 5-rozmern? priestor AdS bude hranica 4-rozmern?, teda niekde podobn? ?asopriestoru, v ktorom ?ijeme. Samotn? kore?pondencia znamen? ur?it? matematick? prepojenie medzi touto hranicou a takzvan?mi konformn?mi (?k?lovo invariantn?mi) te?riami po?a, ktor? m??u na tejto hranici „?i?“. Najprv sa t?to kore?pondencia sk?mala iba ?isto matematicky, ale asi pred 10 rokmi sa zistilo, ?e t?to my?lienku mo?no pou?i? aj na ?t?dium te?rie siln?ch interakci? v re?ime silnej v?zby, kde konven?n? met?dy nefunguj?. Odvtedy v?skum zah??aj?ci (alebo ?tuduj?ci) p?rovanie AdS/CFT len nabral na intenzite.

Z toho, ?o bolo povedan? v predch?dzaj?com odseku, je pre na?u ?vahu d?le?it?, ?e sa ?tuduje zakriven? ?asopriestor – priestor AdS a jeho hranica. Pracovn? modely nezoh?ad?uj? ide?lne AdS priestory, ale komplexnej?ie rie?enia, ktor? sa pri asymptotickom pribl??en? k hranici spr?vaj? ako AdS. Tak?to ?asopriestor m??e by? rie?en?m tej ?i onej viacrozmernej te?rie gravit?cie. To znamen?, ?e my?lienka kore?pondencie AdS / CFT je ?al??m stimulom pre rozvoj viacrozmern?ch te?ri?.

Jedn?m z hlavn?ch probl?mov modelov br?ny (a in?ch vysokorozmern?ch modelov) je pochopenie toho, ako bl?zko s? k realite. Po?me si pop?sa? jeden z mo?n?ch testov. Pripome?me si efekt kvantov?ho vyparovania Hawkingov?ch ?iernych dier. Charakteristick? ?as vyparovania pre ?ierne diery, ktor? vznikaj? pri v?buchoch mas?vnych hviezd, je o mnoho r?dov dlh?? ako ?ivotnos? vesm?ru; pre supermas?vne ?ierne diery je to e?te v???ie. Situ?cia sa v?ak men? v pr?pade 5-rozmern?ho ?asopriestoru Randalla a Sundruma. ?ierne diery na na?ej br?ne (aka n?? vesm?r) by sa mali vyparova? ove?a r?chlej?ie. Ukazuje sa, ?e z poh?adu 5-rozmern?ho ?asopriestoru sa ?ierne diery n??ho Vesm?ru pohybuj? so zr?chlen?m. Preto by mali efekt?vne str?ca? energiu (vyparova? sa navy?e k norm?lnemu Hawkingovmu efektu), pokia? ve?kos? zmen?uj?cich sa ?iernych dier zostane v???ia ako ve?kos? extra dimenzie (nie?o ako trenie s touto dimenziou). Napr?klad, ak by charakteristick? ve?kos? dodato?n?ho rozmeru bola 50 mikr?nov, ?o je v laborat?riu celkom merate?n?, potom by ?ierne diery s jednou slne?nou hmotnos?ou nemohli ?i? viac ako 50 tis?c rokov. Ak by sa tak?to udalos? stala pred na?imi o?ami, videli by sme, ako n?hle zhasli r?ntgenov? zdroje, v ktor?ch ?iaril materi?l dopadaj?ci na ?iernu dieru.

?ierne diery vo viacrozmernej v?eobecnej te?rii relativity

Viacrozmern? priestory sa tak krok za krokom st?vaj? neoddelite?nou s??as?ou r?znych fyzik?lnych modelov. Z?rove? ?oraz v???iu pozornos? pri?ahuje aj zov?eobecnenie v?eobecnej relativity na viac ako ?tyri dimenzie (bez ?al??ch ?prav a doplnkov), ke??e tak?to v?eobecn? relativita je v niektor?ch variantoch sama s??as?ou nov?ch te?ri?. A to je jeden z v?znamn?ch podnetov na h?adanie a ?t?dium mo?n?ch rie?en? viacrozmernej v?eobecnej te?rie relativity. Zauj?mav? a d?le?it? s? najm? rie?enia pre ?ierne diery. pre?o?

1) Tieto rie?enia m??u by? teoretick?m z?kladom pre anal?zu mikroskopick?ch ?iernych dier v te?ri?ch str?n, kde nevyhnutne vznikaj?.
2) Kore?pondencia AdS/SFT sp?ja vlastnosti D-rozmern?ch ?iernych dier s vlastnos?ami kvantovej te?rie po?a na (D–1)-rozmernej hranici, o ktor?ch sme stru?ne hovorili vy??ie.
3) Bud?ce experimenty na zr??a?och nazna?uj? zrod multidimenzion?lnych ?iernych dier. Ich registr?cia nie je mo?n? bez predstavy o ich vlastnostiach.
4) A nakoniec, ?t?dium rie?en? klasickej 4-rozmernej v?eobecnej te?rie relativity za?alo ?t?diom ?iernych dier – Schwarzschildov?m rie?en?m. Zd? sa prirodzen? riadi? sa logikou historick?ho v?voja.

Intuit?vne plat?, ?e ??m viac rozmerov, t?m rozmanitej?ie bud? vlastnosti rie?en? te?rie. Ako sa to prejavuje v rie?eniach ?iernych dier? Rozmanitos? rie?en? v multidimenzion?lnej v?eobecnej te?rii relativity je sp?soben? dvoma nov?mi vlastnos?ami: netrivi?lnou dynamikou rot?ci? a mo?nos?ou vytv?rania roz??ren?ch horizontov udalost?. Po?me o nich diskutova?. V be?nej v?eobecnej te?rii relativity so 4-rozmern?m ?asopriestorom nez?visl? ot??anie v 3-rozmernom priestore to m??e by? len jeden. Je definovan? svojou osou (alebo, ?o je to ist?, rovinou rot?cie, ktor? je na ?u kolm?). V 5-dimenzion?lnej v?eobecnej relativite sa priestor (bez ?asu) st?va 4-rozmern?m, ale t?to vlastnos? 3-rozmern?ho priestoru ma? jedin? nez?visl? rot?ciu je zachovan?. Ale v 6-rozmernej v?eobecnej te?rii relativity, kde sa priestor st?va 5-rozmern?m, mo?n? dve nez?visl? rot?cie, ka?d? s vlastnou osou at?. ?al?ou novou vlastnos?ou, ktor? sa vyskytuje pri rie?eniach s rozmermi v????mi ako 4, je vzh?ad roz??ren?ch horizontov. ?o si myslia? S? to „?ierne struny“ (jednorozmern?) a „?ierne br?ny“ r?znych rozmerov.

Kombin?cia t?chto dvoch nov?ch mo?nost? v r?znych vari?ci?ch viedla k tomu, ?e v r?mci multidimenzion?lnej v?eobecnej relativity bolo skon?truovan?ch mno?stvo rie?en? ako s? ?ierne diery, ktor? maj? svoju zlo?it? hierarchiu. Na obr. 12.4 ukazuje niektor? z t?chto rie?en?. Ak m? v 4-rozmernej v?eobecnej te?rii relativity horizont udalost? zn?mych ?iernych dier spravidla gu?ov? tvar, potom v multidimenzion?lnosti sa situ?cia v?razne men?. Horizonty degeneruj? do str?n (ako sme u? spomenuli), m??u ma? tvar torusu at?. Treba ma? na pam?ti, ?e obr?zky horizontov na obr. 12.4 treba bra? trochu symbolicky, ke??e v skuto?nosti ide o 3-rozmern? povrchy v 4-rozmernom priestore.

Tieto ?tvary sa u? nenaz?vaj? „?ierne diery“, ale „?ierne predmety“. M??u by? viacn?sobne prepojen?, napr?klad ?ierna diera obklopen? „?iernym torusom“ sa naz?va „?ierny saturn“. Niektor? z t?chto objektov s? determinovan? nestabiln?mi rie?eniami, pre in? ?as? sa ukazuje, ?e nie je mo?n? spr?vne vypo??ta? zachovan? mno?stv?, mnoh? v?ak tak?to chyby nemaj?. Napriek v?etkej rozmanitosti vlastnost? (prijate?n?ch alebo pochybn?ch) a prepracovan?ho tvaru niektor?ch objektov v?ak ich horizonty udalost? maj? rovnak? z?kladn? vlastnos? ako horizont Schwarzschildovej ?iernej diery: hist?ria hmotn?ho telesa po jeho priese?n?ku prest?va by? pr?stupn? pre vonkaj?ieho pozorovate?a.

Tento obr?zok vyzer? ve?mi, ve?mi exoticky a zd? sa, ?e nem? ni? spolo?n? s realitou. Ale ktovie - kedysi sa rie?enia pre ?ierne diery zdali ?aleko od reality, ale teraz niet poch?b o tom, ?e tieto objekty ob?vaj? vesm?r v?ade. Je mo?n?, ?e ?ijeme na br?ne a vonkaj?? 5-dimenzion?lny svet obsahuje nie?o ako „?ierny Saturn“ a jeho vplyv na br?nu bude zisten?.

Bimetrick? a mas?vne gravit?nov? te?rie

Pripome?me si, ?e aby sme pop?sali slab? gravita?n? vlny, rozdelili sme dynamick? metriku v?eobecnej relativity na metriku ploch?ho ?asopriestoru a perturb?ci? metriky. Uk?zalo sa, ?e poruchy vo forme v?n sa m??u ??ri? v priestore Minkowsk?ho, ktor? zohr?va ?lohu priestoru pozadia. Pozadie m??e by? zakriven?, ale mus? zosta? pevn?, t.j. jeho metrika mus? by? rie?en?m v?eobecnej te?rie relativity. Na tomto obr?zku s? metrika priestoro?asu pozadia a metrick? odch?lky nez?visl?. Toto zobrazenie je jedn?m z variantov bimetrickej te?rie gravit?cie, kde jedna metrika je zn?ma a predstavuje pozadie ?asopriestoru a druh?, dynamick?, zohr?va ?lohu gravita?n?ho po?a, ktor? sa v nej ??ri. V tomto pr?pade je tak?to popis navoden? samotn?m GTR.

Bimetrick? te?rie s? v?ak kon?truovan? bez odkazu na existenciu v?eobecnej te?rie relativity, ale ako nez?visl? te?rie. Ich charakteristick?m znakom je, ?e pozadie a dynamick? metriky s? kombinovan? do efekt?vnej metriky, ktor? zase ur?uje efekt?vny ?asopriestor, kde sa ??ria a interaguj? v?etky fyzik?lne polia. Spravidla sa v limite slab?ch pol? a n?zkych r?chlost? predpovede v?eobecnej te?rie relativity a bimetrickej te?rie zhoduj? a sp??aj? v?etky alebo v???inu testov, ktor?m vyhovuje aj v?eobecn? relativita. Pre?o sa venuje pozornos? bimetrick?m te?ri?m? Ich dizajn napr?klad umo??uje jednoduch?ie a d?slednej?ie ur?ova? konzervovan? mno?stv?. Maj? tie? v?hody, pokia? ide o kvantovanie.

Zvy?ajne pre bimetrick? te?rie existuje aspo? z?kladn? mo?nos? ur?enia „podkladu“ - pozadia ?asopriestoru. To sa v?ak nemus? sta?. Napr?klad bez odkazu na slabos? po?a (teda presne, bez aproxim?ci?) mo?no v?eobecn? te?riu relativity preformulova? ako bimetrick? te?riu. V tomto pr?pade je principi?lne nemo?n? pr?s? s experimentom alebo testom na ur?enie pozadia ?asopriestoru, ktor? teda pln? ?lohu pomocn?ho. Ale iba efekt?vny ?asopriestor je skuto?n? a pr?stupn? na pozorovanie – je to v skuto?nosti ?asopriestor V?eobecnej relativity.

Tak?to bimetrick? reprezent?cia v?eobecnej relativity sa naz?va jej teoretick? formul?cia po?a v tom zmysle, ?e gravita?n? pole sa uva?uje za rovnak?ch podmienok ako v?etky ostatn? fyzik?lne polia v pomocnom (ke??e nepozorovate?nom) pozad? ?asopriestoru.

Teraz sa vr??me na stredn? ?kolu a pripome?me si, ?e u?ebnice fyziky hovoria o takzvanej vlnovo-?asticovej dualite. ?o to znamen?? Ukazuje sa, ?e ??renie ur?it?ho po?a mo?no pova?ova? v z?vislosti od podmienok bu? za ?asticu alebo za vlnu. Vr??me sa op?? k elektrodynamike. N?zkofrekven?n? sign?l s dostato?nou amplit?dou bude zaznamenan? sk?r ako vlna vyu??vaj?ca oscil?cie n?bojov vo svojom poli. Na druhej strane je pravdepodobnej?ie, ?e vysokofrekven?n?, ale slab? sign?l bude detekovan? ako ?astica, ktor? vyrad? elektr?n vo fotodetektore. Fot?nov? ?astica je bezhmotn? (s nulovou pokojovou hmotnos?ou). Prejdime k ?al?ej zn?mej ?astici – elektr?nu, ten m? hmotnos?. Ukazuje sa v?ak, ?e vlna m??e by? spojen? aj s elektr?nom, napriek jeho „masovosti“.

Potom si spome?me na gravita?n? vlny, ktor? predpoved? V?eobecn? relativita. V r?mci v?eobecnej relativity tieto vlny zodpovedaj? ?asticiam s nulovou pokojovou hmotnos?ou - gravit?nom. Je mo?n? zostroji? te?riu gravit?cie, v ktorej m? gravit?n nenulov? pokojov? hmotnos?? Pre?o nie, ak sa tak?to te?ria v limite slab?ho po?a a limite n?zkych r?chlost? zhoduje so v?eobecnou te?riou relativity a vyhovuje jej testom. Hist?ria t?chto te?ri? za??na mas?vnou gravit?ciou, ktor? navrhli ?vaj?iarski teoretici Markus Fierz (1912–2006) a Wolfgang Pauli v roku 1939.

Odvtedy sa varianty tak?chto te?ri? objavovali viac-menej pravidelne. Z?ujem o ne sa v poslednej dobe zv??il, ke? sa v z?kladn?ch te?ri?ch, ako je te?ria superstrun, objavuj? varianty mas?vnej gravit?cie. V niektor?ch modeloch s br?nami je v?hodn? mas?vny gravit?n. Mas?vne te?rie gravit?cie s? v ur?itom zmysle druhom bimetrick?ch te?ri?: ich spolo?n?m znakom je, ?e dynamick? tenzorov? pole sa ??ri v pevnom ?asopriestore, ktor? spravidla z?sadne pozorovate?n?. Zvy?ajne v limite, ke? hmotnos? gravit?nu smeruje k nule, tak?to te?rie prech?dzaj? do v?eobecnej relativity. Ak sa v limite slab?ch pol? a n?zkych r?chlost? zhoduj? so v?eobecnou te?riou relativity, potom sa v siln?ch poliach a na kozmologick?ch mierkach od v?eobecnej relativity odchy?uj?, ?o nazna?uje in? efekty. M??e sa napr?klad uk?za?, ?e namiesto rie?en? pre ?ierne diery sa objavia rie?enia singular?t bez horizontov („hol? singularity“) a namiesto rozp?naj?ceho sa vesm?ru sa objavia osciluj?ce vesm?ry.

Spo?ahlivos? t?chto predpoved? zatia? nie je mo?n? priamo overi?, zost?va to predmetom ?al?ieho v?skumu. Doteraz mali te?rie mas?vnej gravit?cie spolo?n? chybu, ich rie?enia produkuj? ur?it? stavy s negat?vnou energiou. Tieto stavy sa naz?vaj? „duchovia“, nemo?no ich vysvetli? v r?mci rozumn?ch pojmov, a preto s? ne?iaduce. Len ned?vno sa v?ak objavili varianty mas?vnej gravit?cie bez „duchov“.

Newtonov z?kon

Z?kon univerz?lnej gravit?cie po
diskusia v tre?om ??tan? bola
poslan? na rev?ziu...
Folkl?r

Testovanie Newtonovho z?kona. Pochopenie Newtonovho z?kona st?le hr? ve?mi d?le?it? ?lohu pri ch?pan? pojmu gravit?cia vo v?eobecnosti. Ako m??eme v laborat?rnych podmienkach otestova?, ?i ?ijeme na br?ne (alebo inom multidimenzion?lnom svete), hoci nem??eme „vyjs?“ do ?al?ej dimenzie? Pripome?me si, ?e gravit?cia sa na rozdiel od in?ch interakci? rozprestiera vo v?etk?ch piatich dimenzi?ch. Aby sme vyu?ili t?to skuto?nos?, zamyslime sa nad geometrick?m v?znamom Newtonovho z?kona. Ako si pam?t?me, tvrd?, ?e sila gravita?nej interakcie pad? nepriamo ?merne druhej mocnine vzdialenosti ~ 1/ r 2. Teraz si spome?me na obr?zok zo ?kolskej u?ebnice fyziky, kde je p?sobenie sily op?san? silo?iarami. Na tomto obr?zku sila v danej vzdialenosti r ur?en? hustotou silo?iar „prepichuj?cich“ sf?ru s polomerom r:??m v???ia je plocha gule, t?m ni??ia je hustota ?iar a t?m aj sila. A plocha gule je ?mern? r 2, z ktor?ho priamo vypl?va z?vislos? od vzdialenosti v Newtonovom z?kone. Ale to je v 3-rozmernom priestore, kde je plocha gule proporcion?lna r 2! V 4-rozmernom priestore bude plocha okolitej gule proporcion?lna r 3, a pod?a toho sa zmen? Newtonov z?kon - sila gravita?nej interakcie bude klesa? nepriamo ?merne tretej mocnine vzdialenosti ~ 1/ r 3 at?.

Ak by sa z?kon inverznej kocky uplat?oval na stupnici slne?nej s?stavy, potom je jasn?, ?e by ho sformuloval Newton. To znamen?, ?e ho mus?me h?ada? v malom meradle. Z?rove? je testovanie Newtonovho z?kona d?le?it? aj pre niektor? s?ubn? multidimenzion?lne te?rie, kde s? dodato?n? dimenzie zhutnen? (zr?ten?) a ich ve?kosti s? samozrejme men?ie ako planet?rne. M??u v?ak dosahova? desiatky mikrometrov. Ke? Randall a Sundrum prv?kr?t navrhli svoju te?riu, Newtonov z?kon bol testovan? iba na stupnice metrov. Odvtedy vedci urobili nieko?ko ve?mi zlo?it?ch (v d?sledku slabosti gravit?cie) experimentov s mal?mi torzn?mi v?hami a teraz sa laborat?rne limity v?razne zn??ili a pribli?uj? sa ve?kosti zhutnenia.

Modern? merania preuk?zali, ?e ve?kos? dodato?n?ho rozmeru nie je v???ia ako 50 mikr?nov. V men??ch mierkach sa z?kon inverznej ?tvorce m??e zr?ti?. Na obr. Obr?zok 12.5 ukazuje diagram torznej v?hy na testovanie Newtonovho z?kona o inverznej ?tvorci. Samotn? zariadenie je umiestnen? vo v?kuovej banke, starostlivo izolovan? od hluku a vybaven? modern?m elektronick?m syst?mom detekcie posunu.

Je jasn?, ?e tento druh experimentu je pln? obrovsk?ch technologick?ch ?a?kost? a ?al?? pokrok je spojen? s vynesen?m experimentu do vesm?ru. Faktom je, ?e mal? opravy Newtonovho z?kona tie? ved? k vypo??tan?mu posunu planet?rneho perih?lia (spolu s Einsteinov?m). Laserov? meranie Mesiaca potvrdilo Einsteinov posun s presnos?ou 10–11 radi?nov za storo?ie. Ale v ?al?om porad? sa m??e prejavi? efekt niektor?ch viacrozmern?ch modelov.

Prv? pokusy na takomto mieste uskuto?nili za?iatkom 60. rokov americk? aj sovietski v?skumn?ci. Ale laserov? l?? bol silne rozpt?len? povrchom a presnos? merania bola n?zka - a? nieko?ko stoviek metrov. Situ?cia sa ve?mi zmenila po tom, ?o americk? misie Apollo a sovietske misie Luna dodali na Mesiac rohov? reflektory, ktor? sa pou??vaj? dodnes (?ia?, sovietsky lun?rny program bol v roku 1983 zru?en?).

Ako sa to stane? Laser vy?le sign?l cez ?alekoh?ad zameran? na reflektor a zaznamen? sa presn? ?as, kedy bol sign?l vydan?. Plocha l??a zo sign?lu na mesa?nom povrchu je 25 km 2 (plocha rohov?ch reflektorov je asi 1 m 2). Svetlo odrazen? od pr?stroja na Mesiaci sa vr?ti do teleskopu asi do jednej sekundy, potom to trv? asi 30 pikosek?nd. ?as prechodu fot?nu umo??uje ur?i? vzdialenos? a to sa dnes rob? s presnos?ou okolo dvoch centimetrov, niekedy presnos? dosahuje aj nieko?ko milimetrov. A to je vo vzdialenosti medzi Zemou a Mesiacom 384 500 km!

Modifikovan? newtonovsk? dynamika (MOND). Ale Newtonov z?kon m??e by? poru?en? na mierkach podstatne v????ch ako planet?rne syst?my. Anom?lne pohyby a rot?cie v hviezdnych s?stav?ch „vyprovokovali“ h?adanie „temnej hmoty“, v ktorej s? ponoren? galaxie, zhluky galaxi? at?.

?o ak je na t?chto v?hach poru?en? samotn? Newtonov z?kon? P?vodn? te?riu MOND vyvinul izraelsk? fyzik Mordechai Milgrom v roku 1983 ako alternat?vu k „temnej hmote“. Odch?lky od Newtonovho z?kona o inverznej ?tvorci pod?a tejto te?rie treba pozorova? pri ur?itom zr?chlen?, a nie v ur?itej vzdialenosti (spome?te si na Horzavovu te?riu, kde sa vplyvom r?chlost? men? Newtonov z?kon).

MOND ?spe?ne vysvet?uje pozorovan? pohyby v galaxi?ch. T?to te?ria tie? ukazuje, pre?o s? odch?lky od o?ak?van?ho vzoru rot?cie najv???ie v trpasli??ch galaxi?ch.

Nev?hody p?vodnej te?rie:

1) nezah??a relativistick? efekty ako STR alebo GTR;
2) s? poru?en? z?kony zachovania energie, hybnosti a momentu hybnosti;
3) vn?torne protire?iv?, ke??e predpoved? r?zne galaktick? dr?hy plynu a hviezd;
4) neumo??uje vypo??ta? gravita?n? ?o?ovku kopami galaxi?.

To v?etko sp?sobilo jeho ?al?ie v?razn? zlep?enie - za?lenen?m skal?rnych pol?, redukciou na relativistick? formu a pod. Ka?d? zmena, odstr?nenie jednej n?mietky, vyvolalo ?al?iu, te?ria zatia? nie je hotov?, no b?datelia nestr?caj? optimizmus.

Anom?lia „Pionieri“. Automatick? medziplanet?rne stanice Pioneer 10 a Pioneer 11 boli spusten? v rokoch 1972 a 1973, aby ?tudovali Jupiter a Saturn. ?plne splnili svoju misiu pribl??i? sa k t?mto plan?tam a pren??a? o nich ?daje, ako sa hovor?, z prvej ruky. Posledn? sign?l z Pioneer 10 bol prijat? za?iatkom roku 2003 po viac ako tridsiatich rokoch nepretr?itej prev?dzky. V tom momente bola sonda u? 12 mili?rd kilometrov od Slnka. Na obr. 12.6 je fotografia pr?stroja Pioneer-10.

Prekvapiv? bol fakt, ?e len ?o Pionieri pre?li obe?n? dr?hu Ur?nu (okolo roku 1980), ?udia na Zemi si za?ali v??ma?, ?e frekvencia r?diov?ch sign?lov vysielan?ch zariadeniami sa pos?va do kr?tkovlnnej ?asti spektra, a preto si ?udia na Zemi za?ali v??ma?, ?e frekvencia r?diov?ch sign?lov, vysielan?ch pr?strojmi, sa men? a dop??a. ?o by nemalo by?, ak ich pohyb zodpoved? newtonovskej dynamike (vplyv relativistick?ch efektov v?eobecnej relativity v takej vzdialenosti od Slnka a plan?t je ove?a slab??).

Z ka?dodenn?ho h?adiska sa tento efekt, samozrejme, zd? trivi?lny - je 10 mili?rd kr?t men?? ako zr?chlenie, ktor? za??vame z gravita?n?ho po?a Zeme. Ale v?razne prevy?uje relativistick? ??inky v?eobecnej te?rie relativity! Najbe?nej??mi vysvetleniami z?hadn?ho javu by mohli by? napr?klad ?nik zvy?kov?ho plynn?ho paliva z motorov s n?zkym ?ahom, brzdenie kozmick?m prachom at?. Tieto ??inky s? v?ak do?asn? a anom?lia je stabiln? u? viac ako 20 rokov. .

Niektor?ch vedcov zauj?malo, ?i anom?liu Pioneer m??u generova? doteraz nezn?me faktory, ktor? p?sobia len mimo slne?nej s?stavy (zmena Newtonovho z?kona). Zva?ovali sa dokonca aj modely zah??aj?ce antihmotu, tmav? hmotu a tmav? energiu.

N?rsky fyzik Kjell Tangen situ?ciu komplexne rozobral a dospel k z?veru, ?e ?iadna zo zn?mych modifik?ci? gravita?n?ho z?kona nedok??e anom?liu op?sa?. Tieto zmeny by toti? nemali vies? k zmene popisu pohybu vonkaj??ch plan?t Slne?nej s?stavy. Zmenou Newtonovho z?kona teda Tangen nevyhnutne dostal nespr?vne v?sledky pre popis pohybu Ur?nu a Pluta.

Z?hada „Pionierov“ bola vyrie?en? pomerne ned?vno ako v?sledok 20-ro?nej pr?ce skupiny Vyacheslava Turysheva, absolventa SAI MSU, ktor? teraz pracuje v laborat?riu Jet Propulsion Laboratory (JPL) NASA v Pasadene. V r?znych ?asoch mala skupina od 20 do 80 zamestnancov. Relat?vne ned?vno sa podarilo dostato?ne rozl??ti? z?zra?ne zachovan? dodato?n? ?daje z Pioneerov, ktor? boli predt?m nedostupn? kv?li archaick?m form?tom s?borov a informa?n?m m?di?m (p?skov? p?sky). Spo?iatku sa analyzovalo viac ako 20 faktorov, ktor? by mohli vies? k ??inku. Skupina mala k dispoz?cii k?piu dvoj?iat ulo?en?ch v m?zeu - tretieho Pioneera, ponechan?ho na Zemi po predletov?ch testoch, ktor? umo?nili vybra? tie najkvalitnej?ie diely do vesm?ru. Toto zariadenie bolo d?kladne ?tudovan?.

Jeden po druhom boli z r?znych d?vodov odmietnut? kandid?ti na efekt. Nakoniec zostal len jeden mo?n? d?vod, ktor? sa ?tudoval s v???ou. Zariadenie je parabolick? ant?na pre komunik?ciu s priemerom cca 3 metre, vybaven? zariaden?m umiestnen?m v o nie?o men?om boxe. V?bava tak dlho vydr?? v?aka energii at?mov?ho prvku umiestnen?ho aj v tomto boxe. V d?sledku toho sa krabica zahrieva. Ant?na je v?dy orientovan? k Zemi tak, ?e krabica je za ?ou.

Tury?evova skupina zostavila po??ta?ov? mapu distrib?cie tepla v celom zariaden?. Uk?zalo sa, ?e zadn? ?as? zariadenia (opa?n? od Zeme) je o nie?o teplej?ia ako predn?. To znamen?, ?e fot?ny s v????m mno?stvom energie op???aj? aparat?ru v smere opa?nom k Zemi ako tie, ktor? letia k Zemi. V skuto?nosti funguje „fot?nov? motor“, ktor? v tomto pr?pade spoma?uje „let“ zariaden? zo Slne?nej s?stavy. ?daje z v?po?tu s? vo ve?mi dobrej zhode s ?dajmi o pozorovan?ch ??inkoch. V?kon tohto „motora“ je porovnate?n? so silou „sp?tn?ho r?zu“ svetlometov auta, ?o ho tie? spoma?uje ako fot?nov? motor. Toto obrazn? porovnanie urobil s?m Tury?ev.

Vyn?raj? sa ot?zky. Pre?o bol ??inok objaven? a? po 8 rokoch? Faktom je, ?e existuje aj tak? jav ako slne?n? vietor. K?m sa zariadenia nedostali na obe?n? dr?hu Ur?nu, jeho vplyv prevl?dal a „anom?lia“ sa do neho jednoducho potopila. S v???ou vzdialenos?ou bol ??inok „anom?lie“ silnej?? ako ??inok vetra a bolo objaven?. Pre?o sa ver?, ?e anom?lna sila smeruje k Slnku, ke??e ant?na je orientovan? na Zem? Faktom je, ?e u? vo vzdialenosti od obe?nej dr?hy Ur?nu, obe?n? dr?ha Zem je vn?man? ako kruh v malom rohu rie?enia. V tomto pr?pade nie je mo?n? rozl??i?, kam smeruje ant?na (na Zem, na in? bod na obe?nej dr?he Zeme, na Slnko) – ide pribli?ne o to ist?.

Zhrn??. Anom?lia „Pionierov“ sa vysvet?uje oby?ajn?mi jednoduch?mi javmi a na jej vysvetlenie nie je potrebn? rev?zia Newtonovho z?kona a gravita?n?ch te?ri? vo v?eobecnosti.

?o e?te zlep?? presnos? pozorovan?

Ve?mi ?asto sa popisuje presnos?
trp? nepresnos?ou.
Dmitrij Licha?ev

Je ve?mi d?le?it? kontrolova? st?los? z?kladn? kon?tanty. K tomu porovn?vaj? r?zne pozorovania najvzdialenej??ch objektov vo Vesm?re s pozorovaniami v Slne?nej s?stave a tie sa porovn?vaj? s v?sledkami laborat?rnych experimentov na Zemi a dokonca aj s ?dajmi z?skan?mi v geol?gii a paleontol?gii. Anal?za vyu??va r?zne ?asov? r?mce s e ?k?ly na jednej strane ur?en? kozmologick?m a astrofyzik?lnym v?vojom, na druhej strane zalo?en? na modern?ch at?mov?ch ?tandardoch. Okrem toho sa porovn?vaj? javy, ktor? v?razne z?visia od t?chto kon?t?nt pre r?zne obdobia.

Pre gravit?ciu je d?le?it? predov?etk?m gravita?n? kon?tanta. Jeho presn? v?znam je potrebn? na ur?enie parametrov konkr?tnej alternat?vnej te?rie alebo dokonca na ur?enie jej ?ivotaschopnosti – spome?te si na Horzavovu te?riu. Stabilita parametrov plan?tov?ch dr?h z?vis? od stability gravita?nej kon?tanty. ?t?die v Slne?nej s?stave potvrdili nemennos? gravita?nej kon?tanty s relat?vnou presnos?ou 10 –13 a? 10 –14 za rok. A presnos? merania sa neust?le zlep?uje.

Ak? d?le?it? je h?adanie gravita?n?ch v?n z astronomick?ch zdrojov z h?adiska budovania novej te?rie? V tomto zmysle je nepravdepodobn?, ?e by samotn? registr?cia gravita?n?ch v?n okam?ite poskytla ve?a inform?ci?. No fakt registr?cie kone?ne potvrd? spr?vnos? modern?ho v?skumu a bude mo?n? odmietnu? ?plne okrajov? te?rie. A? nesk?r, ke? bude mo?n? analyzova? detaily ?iarenia (napr?klad polariz?ciu), bude mo?n? ho pou?i? na v?ber alebo ?pravu gravita?n?ch te?ri?. Ur?enie r?chlosti gravita?n?ho ?iarenia tie? poskytne obmedzenia pre alternat?vne te?rie, ako je mas?vny gravit?n; at?.

Je na vytvorenie novej te?rie potrebn? nejak? experiment?lny prielom alebo si vybra? z u? vytvoren?ch? ?no, samozrejme, s? potrebn? nov? a presnej?ie empirick? ?daje. To by sa v?ak nemalo naz?va? prelomom, ale sk?r v?sledkom d?sledn?ho ?silia. Stav vec? je tak?to: za posledn?ch 100 rokov sa presnos? meran? zv??ila o 3 a? 4 r?dy. Modern? technol?gie s?ubuj? v?razn? zr?chlenie procesu. Pod?a r?znych odhadov sa o?ak?va, ?e v nasleduj?cich 25–30 rokoch sa presnos? zv??i o ?al??ch 3–5 r?dov. A to pod?a mnoh?ch predpoved? d?va v?etky d?vody (a my sme sa to sna?ili uk?za?), ak nie v najbli???ch rokoch, tak v najbli???ch 10–20 rokoch, aby sme o?ak?vali ??asne zauj?mav? a d?le?it? objavy. V???ina v?skumn?kov sa navy?e domnieva, ?e tak?to zv??enie presnosti bude sta?i? na ur?enie novej te?rie.