Relativiteti i përgjithshëm

Nga Wikipedia, enciklopedia e lirë
Shko te: navigacion, kërko
Një vrimë e zezë e simuluar me një masë totale prej dhjetë masash diellore siç shikohet nga një distancë prej 600 kilometrash me Udhën e Qumështit në sfond.

Relativiteti i përgjithshëm ose Teoria e relativitetit të përgjithshëm është një teori gjeometrike e gravitacionit e publikuar nga Albert Ajnshtajni1916. Në fizikën moderne teoria konsiderohet si një nga përshkrimet më të përkryera të gravitetit. Ajo unifikon relativitetin special dhe ligjin Njutonian të gravitetit universal, dhe e përshkruan gravitetin si një veti gjeometrike të hapësirës dhe kohës, ose hapësirë-kohës. Në veçanti, kurbatura e hapësirë-kohës është e lidhur direkt me momentin katër-dimensional (relacioni mbi masë-energjinë dhe momentin linear) ose çfarëdo lënde dhe rrezatimi që mund të jenë të pranishme. Relacioni jepet në mënyrë specifike nga ekuacionet e fushës të Ajnshtajnit, një sistem ekuacionesh diferenciale pjesore.

Parashikimet e relativitetit të përgjithshëm ndryshojnë shumë nga ato të fizikës klasike, veçanërisht përsa i përket rrjedhës së kohës, gjeometrisë së hapësirës, lëvizjes së trupave gjatë rënies së lirë, dhe propagimit të dritës. Shembuj të këtyre ndryshimeve përfshinë bymimin gravitacional të kohës, zhvendosjen gravitacionale të dritës, dhe vonesën kohore gravitacionale. Parashikimet e relativitetit të përgjithshëm janë konfirmuar në të gjitha observimet dhe eksperimentet e deri tanishme. Edhe pse relativiteti i përgjithshëm nuk është e vetmja teori relativiste e gravitetit, ajo është teoria më e thjeshtë që është konsistente me të dhënat eksperimentale. Megjithatë pyetje të papërgjigjura ngelen akoma, më themelorja e të cilave është se si mundet që teoria e relativitetit të përgjithshëm të bashkohet me ligjet e fizikës kuantike në mënyrë që të japë një teori të plotë dhe të vetë-qëndrueshme të gravitetit kuantik.

Teoria e Ajnshtajnit ka aplikime të rëndësishme astrofizike. Ajo dëshmon rreth ekzistencës së vrimave të zeza — rajone të hapësirës në të cilat hapësira dhe koha janë të deformuara në një mënyrë të tillë që as drita nuk mund të largohet — këto objekte janë gjendjet finale për yjet masivë. Ka evidenca se vrima të zeza yjore si dhe varietete më masive të vrimave te zeza janë të përgjegjshme për rrezatimin intensiv të lëshuar nga disa objekte astronomike si bërthamat galaktike aktive ose mikrokuazarët. Përkulja e dritës nga graviteti çon në fenomenin e lentës gravitacionale, ku imazhe të shumëfishta të të njëjtit objekt të largët astronomik janë të dukshme në qiell. Relativiteti i përgjithshëm parashikon gjithashtu ekzistencën e valëve gravitacionale, të cilat janë matur në mënyrë indirekte ; një matje direkte është qëllimi kryesor i projekteve si LIGO. Për më tepër, relativiteti i përgjithshëm formon themelin e modeleve kontemporane kozmologjike të universit në zgjerim.

Historia[redakto | redakto tekstin burimor]

Pas publikimit të teorisë së relativitetit special1905, Ajnshtajni filloi të mendonte se si të inkorporonte gravitetin në themelin e ri relativist. Ne 1907, duke filluar me një eksperiment mendor te thjeshte që përfshinte një vëzhgues në rënie të lire, ai filloi atë çka do të bëhej një periudhe kërkimi tete-vjeçare për një teori relativiste graviteti. Pas shumë mundimesh dhe rrugësh pa krye, puna e tij u kulminua në nëntor të 1915 me prezantimin para Akademisë Prusiane të Shkencave me ato që tani njihen si ekuacionet e fushës të Ajnshtajnit. Këto ekuacione specifikojnë se si gjeometria e hapësire kohës influencohet nga prezenca e lendes, ato formojnë bazën e teorisë së relativitetit të përgjithshëm të Ajnshtajnit.[1]

Ekuacionet e fushës te Ajnshtajnit janë jolineare dhe si rrjedhoje shumë të vështira për tu zgjidhur. Ajnshtajni përdori përafrime për të marrë parashikimet fillestare të teorisë. Por që në fillim të 1916, astrofizikani Karl Schwarzschild gjeti zgjidhje e pare ekzakte jo-triviale te ekuacioneve të fushës të Ajnshtajnit, te ashtuquajturën metrika e Shvarccildit. Kjo zgjidhje hodhi themelet për përshkrimin e fazave finale te kolapsit gravitacional, ne objekte kozmike që sot njihen si vrimat e zeza. Në të njëjtin vit, hapat e para drejt përgjithësimit të zgjidhjes së Shvarccildit në objekte të ngarkuara elektrikisht u morën, të cilat eventualisht rezultuan në zgjidhjen Reissner-Nordström, që tani lidhet me vrima të zeza të ngarkuara.[2]1917, Ajnshtajni e aplikoi teorinë e tij mbi të gjithë universin, duke i dhëne lindje fushës të kozmologjisë relativiste. Në linje me mendimet e kohës, ai hipotezoi se universi që statik, kështu që ai shtoi një parametër të ri mbi ekuacionet origjinale të fushës — konstanten kzomologjike — në mënyre që të riprodhonte këto "vëzhgime".[3] Megjithatë në 1929, puna e Habellit dhe të tjerëve tregoi se universi po zgjerohej. Kjo shpjegohet nga zgjidhjet kozmologjike zgjeruese të gjetura nga Friedmann1922, të cilat nuk kërkojnë prezencën e një konstanteje kozmologjike. Lemaître i përdori këto zgjidhje për të formuluar versionet më të hershme të modeleve të big bangut, në të cilat universi ynë ka evoluar nga një gjendje shumë e nxehte dhe shumë e dendur.[4] Ajnshtajni më vonë deklaroi se shtimi i konstantes kozmologjike që gabimi më i madh i jetës së tij.[5]

Gjate asaj periudhe, relativiteti i përgjithshëm ngeli si një objekt kurioziteti midis teorive të atëhershme fizike. Edhe pse ishte e qarte që teoria ishte superiore në krahasim me gravitetin Njutonian, dhe parimet e teorisë ishin konsistente me relativitetin special si dhe në të njëjtën kohe ajo shpjegonte shumë efekte të pashpjeguara nga teoria Njutoniane. Vete Ajnshtajni në 1915 tregoi se si teoria e tij shpjegonte përparimin anormal të perihelit të planetit të Mërkuri pa futur parametra arbitrare ("faktore pa baza").[6] Gjate kësaj kohe, në 1919 një ekspedite e udhëhequr nga Edingtoni konfirmoi parashikimin e relativitetit të përgjithshëm për përkuljen e dritës yjore nga dielli,[7] duke e bërë Ajnshtajnin menjëherë një personazh të famshëm në skenën publike.[8] Megjithatë teoria hyri në skenën e fizikës teorike dhe astrofizikës vetëm me zhvillimet të bëra midis viteve 1960 dhe 1975, periudhe që tani njihet si Koha e arte e relativitetit të përgjithshëm. Fizikanet filluan të kuptonin konceptin e vrimës së zeze, dhe i identifikuan këto objekte astronomike si kuazare.[9] Më vonë teste akoma më të sakta vazhduan të konfirmojnë fuqinë parashikuese të teorisë,[10] dhe kozmologjisë relativiste, e cila, gjithashtu u be objekt i konfirmimeve eksperimentale.[11]

Nga mekanika klasike tek relativiteti i përgjithshëm[redakto | redakto tekstin burimor]

Relativiteti i përgjithshëm kuptohet më mirë duke ekzaminuar ngjashmëritë dhe tiparet dalluese nga fizika klasike. Hapi i pare është të kuptuarit e faktit se mekanika klasike dhe ligjet e Njutonit të gravitetit pranojnë një përshkrim gjeometrik. Kombinimi i këtij përshkrimi me ligjet e relativitetit special rezulton në një derivim heuristik të relativitetit të përgjithshëm.[12]

Gjeometria e gravitetit Njutonian[redakto | redakto tekstin burimor]

Në themel të mekanikës klasike është ideja se lëvizja e objekteve mund të përshkruhet si një kombinim i lëvizjes së lirë (ose inerciale), dhe devijimet nga kjo lëvizje. Devijime të tilla shkaktohen nga forca të jashtme që veprojnë mbi trupin sipas ligjit të dyte të Njutonit, i cili pohon se forca që vepron mbi një trup është e barabarte me masën inerciale të trupit herë nxitimin e tij.[13] Lëvizja e preferuar inerciale lidhet me gjeometrinë e hapësirës dhe kohës : në një sistem standard reference të mekanikës klasike, objektet në lëvizje të lirë lëvizin në vijë të drejtë me shpejtësi konstante. Në zhargonin teknik, trajektoret e tyre janë gjeodezikë, vija botërore të drejta në hapësirë-kohë.[14]

Një top që bie në shesh në një raketë që kryen lëvizje të nxituar (majtas), dhe në Tokë (djathtas)

Nga ana tjetër, njëri mund të mendojë se lëvizja inerciale, po të identifikohet duke vëzhguar lëvizjen aktuale të trupave si dhe duke marre parasysh efektin e forcave të jashtme (si elektromagnetizmi ose të fërkimit), mund të përdoret për të përcaktuar gjeometrinë e hapësirës, si dhe të koordinatës kohore. Megjithatë, këtu kemi një dilemë kur marrim parasysh rolin e gravitetit. Sipas ligjit të gravitetit të Njutonit, i cili u verifikua eksperimentalisht nga eksperimente si ato të Eötvös dhe pasardhëseve të tij (shikoni eksperimenti i Eötvös), ekziston një universalizëm i rënies së lirë (i njohur gjithashtu si principi i dobët i ekuivalencës, ose barazimi universal i masës gravitacionale pasive dhe masive) : trajektorja e një trupi proverënie të lire varet vetëm tek pozicioni dhe shpejtësia fillestare e tij, por jo në vetitë materiale të trupit.[15] Një version i thjeshtuar i këtij parimi është i përfshirë në eksperimentin e ashensorit të Ajnshtajnit, i ilustruar në figurën në të djathtë : për një vëzhgues në një dhomë të vogël të mbyllur, është e pamundur të vendosësh, vetëm në bazë të trajektores së përshkruar nga trupa si për shembull një top në rënie të lire, nëqoftëse dhoma është në prehje në fushën gravitacionale, ose në prehje në një hapësire brenda një rakete që lëviz me nxitim lart.[16]

Me universalitetin e rënies së lire, del se nuk ka ndonjë dallim të vëzhgueshem midis lëvizjes inerciale dhe lëvizjes nën influencën e një forcë gravitacionale. Kjo sugjeron përcaktimin e një klase të re të lëvizjes inerciale, pra te objekteve në rënie të lire nën influencën e gravitetit. Kjo klase e re e lëvizjeve të preferuara, përcakton gjithashtu, gjeometrinë e hapësirës dhe kohës në terma matematike, ajo është lëvizja gjeodezike e lidhur me një lidhje specifike që varet tek gradienti i potencialit gravitacional. Hapësira në këtë ndërtim, akoma zotëron një gjeometri Euklidiane. Megjithatë, hapësirë koha si e tërë është me e komplikuar se kaq. Duke përdorur eksperimente mendore të thjeshta mund të tregohet se po të ndjekim trajektoren në rënie të lire të thërrmijave të ndryshme provash, rezultati i transportimit te vektorëve të hapësirë-kohës që tregojnë shpejtësinë e thërrmijës (vektorë kohore) do të variojë me trajektoren e thërrmijës ; nga pikëpamja matematike, lidhja Njutoniane nuk është e integrueshme. Nga kjo, mund të deduktojmë se hapësirë-koha është e kurbuar. Rezultati është një formulim gjeometrik i gravitetit Njutonian duke përdorur vetëm koncepte kovariante, pra një përshkrim i cili është i sakte në çdo sistem koordinativ.[17] Në këtë përshkrim gjeometrik, efektet valore — nxitimi relativ i trupave në rënie të lire — është i lidhur me derivatin konektiv, që tregon se si gjeometria e modifikuar shkaktohet nga prezenca e masës.[18]

Përgjithësimi relativistik[redakto | redakto tekstin burimor]

Edhe pse graviteti Njutonian është një teori intriguese, themeli i saj është, mekanika klasike e cila është thjesht, rasti limit i mekanikës relativiste (speciale).[19] Në gjuhën e simetrisë : kur graviteti mund të neglizhohet, fizika posedon një invariance Lorenciane si në relativitetin special në krahasim me invariancën e Galileut në mekanikën klasike (Simetria përcaktuese e relativitetit special është grupi i Poincaré që përfshin translatimet dhe rrotullimet). Dallimet mes të dyjave bëhen të mëdha kur merremi me shpejtësi që përafrohen me shpejtësinë e dritës, dhe fenomene të tjera të energjisë së lartë.[20]

Simetria e Lorencit sjell me veten saj disa struktura shtese të cilat luanje role të rëndësishme. Ato përcaktohen nga një set konesh dritore (shikon figurën në të djathte). Konet dritore përcaktojnë një strukture kauzale : për çdo ngjarje A, ekziston një bashkësi ngjarjesh që në parim ose influencojnë ose mund të influencohen nga A nëpërmjet sinjaleve ose bashkëveprimeve që nuk mund të udhëtojnë më shpejt se drita (si ngjarja B tek figura), dhe një bashkësi ngjarjesh për të cilat influencimi është i pamundur (si ngjarja C tek figura). Këto bashkësi janë të pavarura nga vëzhguesi.[21] Në lidhje me vijat botërore të thërrmijave në rënie të lire, koni dritor mund të përdoret për të rindërtuar një metrike semi-Rimaniane hapësinore kohore, të paktën deri tek një faktor skalar pozitiv. Në terma matematike, kjo përcakton një strukture konformale.[22]

Relativiteti special përcaktohet në mungesë të gravitetit, kështu që për aplikime praktike, ai është i mundur vetëm kur graviteti mund të neglizhohet. Po të sjellim në loje gravitetin dhe të marrim parasysh se rënia e lire është universale, një logjike analoge mund të aplikohet si ne seksionin e mëparshëm : pra nuk ekzistojnë sisteme inerciale referimi globale. Në vend të tyre kemi kënde të përafërta inerciale që lëvizin përkrah thërrmijave në rënie të lire. E përkthyer në gjuhën e hapësirë kohës : vijat e drejta janë vija kohore që përcaktojnë një kënd inercial pa gravitet janë të shndërruara në vija që janë të përkulura në lidhje me njëra tjetrën, të cilat sugjerojnë që përfshirja e gravitetit kërkon një ndryshim të gjeometrisë së hapësirë kohës.[23]

Ekuacionet e Ajnshtajnit[redakto | redakto tekstin burimor]

Formulimi i versionit gjeometrik, relativistik të efekteve të gravitetit çon tek çështja e burimit të gravitetit. Në gravitetin Njutoninan burimi është masa. Në relativitetin special, masa del të jetë pjesë e një madhësie me të përgjithshme të quajtur tensori i energji-momentit, i cili përfshin si dendësinë e energjisë ashtu edhe atë te vrullit si dhe stresin (pra, shtypjen dhe shkarjen).[24] Duke përdorur parimin e ekuivalencës, ky tensor mund të përgjithësohet lehtësisht në hapësirë-kohën e kurbuar. Duke përdorur më tej analogjinë me gjeometrinë e gravitetit Njutonian, është e natyrshme të hipotezojmë se ekuacionet e fushës për gravitetin e lidhin këtë tensor me tensorin e Riçit, i cili përshkruan një klasë të caktuar te efekteve valor : ndryshimi në volum për një re të vogël të thërrmijave prove që zakonisht janë në prehje, dhe me pas janë në rënie të lire. Në relativitetin special, konservimi i energjisë dhe momentit (impulsit) i korrespondon pohimit se tensori i energji-momentit është i lire nga divergjenca. Kjo formulë, gjithashtu, mund të përgjithësohet në hapësirë-kohën e kurbuar duke zëvendësuar derivatet pjesore me manifoldet - e kurbura korresponduese, derivatet kovariante të studiuara në gjeometrinë diferenciale. Me këtë konditë shtese - divergjenca kovariante e tensorit të energji-momentit, dhe çfarëdo që është në anën tjetër të ekuacionit, është zero — bashkësia më e thjeshte e ekuacioneve janë ato që quhen ekuacionet (e fushës) të Ajnshtajnit :

R_{ab} - {\textstyle 1 \over 2}R\,g_{ab} = \kappa T_{ab}.\,

Në anën e majtë kemi kombinimin specifik që është i lirë nga divergjenca të tensorit të Ricit R_{ab} dhe metrikën e njohur si Tensori i Ajnshtajnit. Në veçanti,

R=R_{cd}g^{cd}\,

është kurbatura skalare. Tensori i Ricit ne vetvete është i lidhur me tensorin e kurbaturës së Rimanit i cili është me i përgjithshëm nga relacioni

\quad R_{ab}={R^d}_{adb}.\,

Në anën e djathte, Tab kemi tensorin e energji-momentit. Të gjithë tensorët shkruhen në notacionin e indeksit abstrakt.[25] Parashikimet e teorisë janë ballafaquar me rezultatet observuese për orbitat planetare (ose, për regjimin e gravitetit të dobët, limiti i shpejtësisë së ulet është ai i mekanikes Njutoniane), konstantja e proporcionalitetit mund të fiksohet si κ = 8πG/c4, me G konstantja gravitacionale dhe c shpejtësia e dritës.[26] Kur lënda nuk është e pranishme, në mënyre që tensori i energji momentit të zhduket marrim ekuacionet e Ajnshtajnit në vakum,

R_{ab}=0.\,

Ka disa alternativa te relativitetit të përgjithshëm të ndërtuara mbi të njëjtat premisa, të cilat përfshinë rregulla shtese dhe disa kondita të tjera, të cilat japin ekuacione të ndryshme të fushës. Shembuj janë Teoria Brans-Dicke, teleparalelizmi, dhe teoria e Ajnshtajn-Kartanit.[27]

Përcaktime dhe aplikime të përgjithshme[redakto | redakto tekstin burimor]

Derivimet e përshkruara në seksionin e mëparshëm përmbajnë të gjitha informatat e nevojshme për të përcaktuar relativitetin e përgjithshëm, ato përshkruajnë vetitë e saj kyçe, dhe adresojnë një pyetje me rëndësi vendimtare në fizikë, domethënë si mund të përdoret teori për ndërtimin e modelit.

Përcaktime dhe vetitë bazë[redakto | redakto tekstin burimor]

Relativiteti i përgjithshëm është një teori e gravitacionit se metrikës. Në thelbin e saj janë ekuacionet e Ajnshtajnit, të cilat përshkruajnë lidhjen midis gjeometrisë për një manifold katër-dimensional gjysmë Riemannian që përfaqëson hapësirë-kohën nga njëra anë, dhe energji-impulsin të përmbajtura në këtë hapësirë kohën nga anën tjetër.[28] Fenomeneve që në mekanikën klasike janë atribuuar veprimit të forcës së gravitetit (të tilla si rënie e lirë, lëvizja orbita, dhe trajektoret e anijeve kozmike), korrespondojnë me lëvizje inerciale brenda një kurbaturë të hapësirë-kohës, në relativitetin e përgjithshëm, nuk ka forcë gravitacionale që i përkul objektet nga trajektorja e tyre natyrore drejtvizore. Në vend të kësaj, graviteti shkakton ndryshime në vetitë e hapësirës dhe kohës, ndryshime të cila ndyshojnë shtigjet e mundshme që materia do të ndjekë natyrshëm.[29] Kurbatura shkaktohet nga prezenca e materies, vektori energji-moment i materies. Po të parafrazojmë relativistin John Archibald Wheeler, hapësirë-kohën i tregon lendes se si të lëvize ; materia i tregon hapësirë-kohën si të kurbohet.[30]

Edhe pse relativiteti i përgjithshëm zëvendëson skalarin potenciale gravitacional të fizikes klasike me një tensor simetrik të rendit të dytë, i pari reduktohet tek i fundit në disa raste të kufizuara. Për fusha të dobëta gravitacionale dhe shpejtësi të ngadalta në lidhje me shpejtësinë e dritës, parashikimet e teorisë konvergojnë me ato të Ligjin e gravitetit universal te Njutonit . [31]

Meqenëse është ndërtuar duke përdorur tensorë, relativiteti i përgjithshëm shfaq kovariance të përgjithshme : ligjet e saj dhe ligjet e tjera të formuluara brenda kuadrit të përgjithshëm relativist-marrin formë të njëjtë në të gjitha sistemet koordinativ.[32] Për më tepër, teoria nuk përmban asnjë strukture sfond invariant gjeometrike. Kjo kështu kënaq një parim më të rrepte te parimit të përgjithshme të relativitetit, d.m.th se ligjet e fizikës janë të njëjta për të gjithë vëzhguesit.[33] Vendor, e shprehur si në parim e ekuivalencës, hapësirë kohën është një hapësirë minkovskiane, dhe ligjet e fizikes kanë invariance lokale lorenciane. [34]

Ndërtimi i modeleve[redakto | redakto tekstin burimor]

Koncepti bazë i ndërtimit të modeleve të relativitetit të përgjithshëm është ai i zgjidhja e ekuacioneve të Ajnshtajnit. Duke pasur parasysh dy ekuacionet e Ajnshtajnit dhe ekuacionet e përshtatshme për vetite e lendes, një zgjidhje e tillë konsiston në një gjysmë manifold të veçantë-riemannian (përcaktuar zakonisht duke i dhënë metrikën në koordinata specifike), dhe fushat e materies të përcaktuara në këtë manifold. Materia dhe gjeometria duhet të plotësojë ekuacionet e Ajnshtajnit, kështu që në mënyrë të veçantë, tensori i energji-impulsit i lëndës duhet të jetë pa divergjenca. Lënda duhet, sigurisht, të përmbushë çfarëdo ekuacionet plotësuese që vihen ne vetitë e saj. Me pak fjalë, një zgjidhje e tillë është një univers model që përmbush ligjet e relativitetit të përgjithshëm, dhe mundësisht ligje të tjera që qeverisin çfarëdo lende mund të jetë e pranishëm. [35]

Ekuacionet e Ainshtainit janë ekuacione diferenciale pjesore jolineare dhe, si të tilla, janë të vështira për të zgjidhur saktësisht.[36] Megjithatë, një numër i zgjidhjeve të sakta janë të njohura, edhe pse vetëm pak kanë aplikime të drejtpërdrejta fizike.[37] Zgjidhje më të sakta të mirë-njohura, dhe ato që janë më interesante nga pikëpamja fizike e parë, janë zgjidhja e Schwarzschild, zgjidhja Reissner Nordstrom dhe metrika e Kerrit, secili i korrespondon një lloji të caktuar të vrimës së zezë në një univers tjetër bosh,[38] dhe Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker dhe universi de Sitter, secili duke e përshkruar një zgjerim specifik te kozmosit.[39] Zgjidhjet e sakta me interes të madh teorik përfshijnë metriken Gödel (i cili hap mundësinë intriguese te udhëtimit në kohë në hapësirë kohën e lakuar), zgjidhja Taub-NUT (një univers model që është homogjen, por anizotropik), dhe zgjidhjen Anti-de Siter (e cila kohët e fundit ka marrë rëndësi në kontekstin e asaj që quhet konjektura e Maldacenës).[40]

Duke pasur parasysh vështirësitë e gjetjes së zgjidhjeve të saktë, ekuacionet e fushës së Ajnshtajnit zgjidhen shpesh nga integrimi numerik në një kompjuter, ose duke marrë në konsideratë perturbacionet e vogla të zgjidhjeve të sakta. Në fushën e relativitetit numerik, kompjutera të fuqishëm janë të punësuar për të simuluar gjeometria e hapësirë kohën dhe për të zgjidhur ekuacionet e Ajnshtajnit për situatat interesante si dy vrima të zeza që përplasen.[41] Në parim, këto metoda mund të aplikohet në çdo sistem, duke ditur burime të mjaftueshme për kompjuterin, dhe mund t'i drejtohen pyetje thelbësore të tilla si Singularitete të zhveshura. Zgjidhje të përafërta mund të jetë gjetur nga teori perturbuese si graviteti i linearizuar[42] dhe përgjithësimin e tij, post zgjerimi njutonian, të cilat janë zhvilluar nga Ajnshtajni. Kjo e fundit ofron një qasje sistematike për zgjidhjen për gjeometrinë e hapësirë-kohës që përmban një shpërndarje të lëndës që lëviz ngadalë krahasuar me shpejtësinë e dritës. Zgjerimi përfshin një seri të termave, kushtet e para përfaqësojnë gravitetin njutonian, ndërsa kushtet më vonë ndonjëherë paraqesin korrigjime të vogla të teorisë për shkak të relativitetit të përgjithshëm të Njutonit.[43] Një zgjatje e ky zgjerim është formalizmi i parametrizuar post-Njutonian (PPN), i cili lejon krahasime sasiore midis parashikimeve të relativitetit të përgjithshëm dhe teorive alternative.[44]

Rrjedhojat e teorisë se Ajnshtajnit[redakto | redakto tekstin burimor]

Relativiteti i përgjithshëm ka një numër pasojash fizike. Disa të ndjekin direkt nga aksiomat teorisë së, ndërsa të tjerët kanë bërë e qartë vetëm në rrjedhën e viteve nëntëdhjetë e hulumtimit që pas publikimit fillestar Ajnshtajnit.

Bymimi kohor gravitacional dhe zhvendosja e frekuencës[redakto | redakto tekstin burimor]

Red right arrow.svg
 Artikulli kryesor: Bymimi kohor gravitacional.
Paraqitje skematike e zhvendosjes në të kuqe gravitacionale te një valë dritore që emetohet nga sipërfaqja e një trupi masiv

Po të pranojmë se parimi i ekuivalencës është i vërtete, [45] graviteti ndikon mbi kalimin e kohës. Drita (vala e dritës) që humbet në një pus graviteti spostohet në blu, ndërsa drita që dërgohet në drejtim të kundërt (d.m.th. ngjitje nga pusi i gravitetit) është RedShift ed ; kolektivisht, këto dy efekte janë të njohura si ndryshim të frekuencave gravitacionale. Më në përgjithësi, proceset që ndodhin pranë një trupi masiv ndodhin më ngadalë kur krahasohet me proceset që ndodhin më larg, ky efekt është i njohur si bymimi i kohës. [46]

RedShift gravitacional është matur në laborator [47] dhe duke përdorur vëzhgime astronomike. [48] Bymimi kohor gravitacional në fushë gravitacionale të tokës ka qenë e matur disa herë duke përdorur orë atomike, [49] ndërsa vlefshmëria në vazhdim është dhënë si një efekt anësor i funksionimit të GPS (GPS). [50] Testet në fusha të forta gravitacionale janë siguruar nga vëzhgimi i një binar pulsaresh.[51] Të gjitha rezultatet janë në marrëveshje me relativitetin e përgjithshëm.[52] Megjithatë, në nivelin aktual të saktësisë, këto vërejtje nuk mund të dallojnë midis relativitetit të përgjithshëm dhe teorive të tjera në të cilat është parim i ekuivalencës është e vlefshme.[53]

Përkulja e dritës dhe vonesa kohore gravitacionale[redakto | redakto tekstin burimor]

Relativiteti i përgjithshëm parashikon që rruga e dritës është e përkulur në një fushë gravitacionale ; drita kur kalon pranë një trupi masiv përkulet ndaj atij trupi. Ky efekt është konfirmuar nga vëzhgimi i dritës se yjeve të largët dhe kuasareve e cila përkulet kur kalon pranë Diellit.[54]

Përkulja e dritës (e dërguar nga pozicioni i treguar me blu) afër një trupi kompakt (te tregua në gri)

Kjo dhe parashikimet e lidhura vine nga fakti se drita vijon ato që janë quajtur vija-dritore ose gjeodezikbosh -një përgjithësim të linjave të drejta përgjatë të cilave drita udhëton në fizikës klasike. Gjeodezike të tilla janë një përgjithësim i invariancësshpejtësisë së dritësrelativitetin special. [55] Po të ekzaminojmë model të përshtatshëm te hapësirë kohës (ose të jashtme zgjidhje Schwarzschild ose, për më shumë se një masë të vetme, Zgjerimi post-Njutonian ),[56] shumë efekte të gravitetit dalin në lidhje me dritën. Edhe pse përkulja e dritës mund të derivohet nga një zgjerim i universalitetit të rënies së lirë tek drita, (([57] këndin e devijimit që rezulton nga një llogaritje e tillë është vetëm gjysma e vlerës së dhënë nga relativiteti i përgjithshëm. [58]

Lidhur ngushtë me shmangie të lehta është vonesa kohore gravitacionale (ose efekti Shapiro), fenomen që sinjalet e dritës duan më shumë kohë të lëvizin nëpër një fushë gravitacionale se ata në mungesë të kësaj fushe. Ka pasur teste të shumta të suksesshëm të këtij parashikimi. [59]formalizmin post njutonian të parametrizuar (PPN), matje të përkuljes së dritës dhe vonesës gravitacionale kohore përcaktojnë një parametër të quajtur \gamma , i cili kodon ndikimin e gravitetit në gjeometrinë e hapësirës. [60]

Valët Gravitacionale[redakto | redakto tekstin burimor]

Red right arrow.svg
 Artikulli kryesor: Valët Gravitacionale.
Unazë thërrmijash prove të cilat rrinë pezull në hapësirë
Unazë thërrmijash provë të influencuara nga vala gravitacionale

Një nga analogjitë e shumta midis gravitetit të një fushe të dobët dhe elektromagnetizmit është që, në analogji me valët elektromagnetike, kemi ekzistencën e valëve gravitacionale : shqetësime në metrikën e hapësirë kohës që propagojnë me shpejtësinë e dritës.[61] Tipi më i thjeshte i valëve të tilla mund të vizualizohet nga veprimi mbi një unaze thërrmijash që rrinë pezull (imazhi në të djathte). Një valë sinusoidale që kalon përmes kësaj unazë në drejtim të lexuesit e shformon unazën në një mënyre ritmike karakteristike, (imazhi i animuar në të djathtë).[62] Meqenëse ekuacionet e Ajnshtajnit të fushës janë jo-lineare, valët gravitacionale në mënyrë arbitrare nuk i binden parimit të mbivendosjes lineare, duke bërë përshkrimin e tyre të vështirë. Megjithatë, për fushat e dobëta, një përafrim linear mund të bëhet. Valët gravitacionale të linearizuara në mënyrë të tillë janë mjaft të sakta për të përshkruar valë jashtëzakonisht të dobëta që pritet të mbërrijnë këtu në tokë nga ngjarjeve kozmike të largëta , të cilat në mënyrë tipike rezultojë në rritjen dhe rënien relative të distancave nga  10 ^-21 () ose më pak. Metodat e analizave të të dhënave në mënyrë rutinore përdorin faktin se këto valë mund të linearizohen duke përdorur dekompozimin e Furierit.[63]

Disa zgjidhje të sakta i përshkruajnë valët gravitacionale pa ndonjë përafrim, p.sh., një tren valësh që udhëton përmes hapësirës boshe [64] ose i ashtë-quajturi universi i Gowdit , një varietetet i zgjerimit të kozmosit i mbushur me valët gravitacionale. [65] Por, për valët gravitacionale të prodhuar në situata astrofizike përkatëse, të tilla si në bashkimin e dy vrimave të zeza, metodat numerike janë aktualisht mënyra e vetme për ndërtimin e modeleve të përshtatshme. [66]

Efektet orbitale dhe relativiteti i drejtimit[redakto | redakto tekstin burimor]

Relativiteti i përgjithshëm ndryshon nga mekanika klasike në një numër parashikimesh lidhur me trupat orbitale. Ai parashikon një rrotullim të përgjithshme (precedent) të orbitave planetare si dhe një degjenerim të orbitës të shkaktuara nga emetimi i valëve gravitacionale dhe efekteve lidhur me relativitetin e drejtimit.

Precesioni apsidal[redakto | redakto tekstin burimor]

Orbita njtuoniane (e kuqe) vs orbitës së Ajnshtajnit (blu) për një planet që sillet rrotull një ylli

Dobësimi orbital[redakto | redakto tekstin burimor]

Dobësimi i syrit për PSR1913 16: ndryshim kohë në sekonda, përgjatë më shumë se tre dekadash. [67]

Në bazë të relativitetit të përgjithshëm, një sistemin binar do të lëshojë valë gravitacionale, duke humbur energji. Për shkak të kësaj humbje, distanca në mes dy trupave orbitale zvogëlohet, si dhe perioda e tyre orbitale. Brenda sistemin diellor ose për yll i dyfishtë të zakonshëm, efekti është shumë e vogël që të jetë i dukshëm. Jo aq i ngushtë pulsari binar, një sistem dy orbital me dy yje neutronike, një nga të cilat është një pulsar : nga pulsar, vëzhguesit në tokë marrin një seri të rregullt radio pulsesh që mund të shërbejë si një orë shumë të saktë, e cila lejon matje të sakta të periudhës së orbitës. Që nga yjet neutron janë shumë kompakte, sasi të konsiderueshme të energjisë emetohet në formë të rrezatimit gravitacionale. [68]

Vëzhgimi i parë i një rënie në periudhën e orbitës për shkak të emetimit të valëve gravitacionale është bërë nga Hulse dhe Zachary Taylor, duke përdorur pulsarin binar PSR1913+16 që ata kishin zbuluar në vitin 1974. Ky ishte zbulimi i parë i valëve gravitacionale, megjithëse të tërthorta, për të cilat janë dhënë Nobeli i 1993 në fizikë. [69] Që prej asaj kohë, disa të tjera pulsars binare janë gjetur, në veçanti pulsar dyfishtë PSR J0737-3039, në të cilën dy yjet janë pulsars. [70]

Precesioni gjeodetik dhe tërheqja e hapësirë-kohës në zonën rrethuese[redakto | redakto tekstin burimor]

Disa efekte relativiste janë të lidhura direkt me relativitetin e drejtimit.[71] Njëra është precedent gjeodezike : drejtimi i boshtit te një xhiroskopi në rënie të lirë në hapësirë-kohën e lakuar do të ndryshojë kur të krahasohet, për shembull, me drejtimin e dritës marrë nga yjet e largët - edhe pse ky xhiroskop përfaqëson mënyrën e mbajtjes së një drejtim të qëndrueshme sa me saktësisht që të jetë e mundur ("transporti paralel").[72] Për sistemin Hënë-Tokë, ky efekt është matur me ndihmën e lazeri hënor variacional.[73] Kohët e fundit, ajo ka qenë e matur për pesha provë në bordin e satelitit Gravity Probe B një saktësi të mirë se sa 1 për qind.[74]

Pranë një mase rrotulluese, ekzistojnë të ashtu-quajturat efekte gravitomagnetik ose efektet e tërheqjes së hapësirës rrethues. Një vëzhgues i largët do të përcaktojë se objektet afër masës të marrë "tërhiqen rreth saj". Kjo është më ekstreme për vrimat të zeza rrotulluese ku, për çdo objekt duke hyrë në një zonë të njohur si ergosfere, rotacioni është i pashmangshme.[75] Efekte të tilla mund përsëri të testohen përmes ndikimit të tyre në orientimin e xhiroskopit në rënie të lirë.[76] Deri diku testet të diskutueshme janë kryer duke përdorur LAGEOS satelitë, duke konfirmuar parashikim relativist.[77]. Gjithashtu hetim i Mars Global Surveyor rreth Marsit është përdorur[78] [79] ; shih hyrjen e tërheqja e hapësirë kohës për një llogari të debatit.

Një matje precize është qëllimi kryesor i misionit Gravity Probe B, me rezultatet e pritura në shtator 2008.[80]

Aplikimet astrofizike[redakto | redakto tekstin burimor]

Lentja gravitacionale[redakto | redakto tekstin burimor]

Red right arrow.svg
 Artikulli kryesor: Lentja gravitacionale.
Kryqi i Ajnshtajnit: katër pamjet e objektit të njëjtë astronomike, të prodhuar nga një lente gravitacionale

Shmangja e dritës nga graviteti është përgjegjëse për një klasë të re fenomenesh astronomike. Nëse një objekt masiv është i vendosur midis astronomit dhe një objekti të largët me masë të caktuar dhe distancë relative të përshtatshme, astronomi do të shohi imazhe të shumta të shtrembëruara në mënyrë të caktuar. Efektet të tilla janë të njohur si lente gravitacionale .[81] Në varësi të konfigurimit, shkallës, dhe shpërndarjes masive, mund të ketë dy ose më shumë imazhe, një rrjet të shkëlqyer të njohur si unaza e Ajnshtajnit, apo unaza të pjesshme që quhen harqe.[82]

Shembujt më të hershëm u zbuluan në vitin 1979 ;[83] qysh atëherë, më shumë se njëqind lente gravitacionale janë vërejtur. Imazhe [84] edhe nëse imazhet janë shumë të afërt dhe të shumëfishtë efektet e tyre ende mund të maten, p.sh., si një përgjithësim i shkëlqimit të objektit të vërejtur, një numër "ngjarjesh mikrolente" janë vërejtur.[85]

Lentja gravitacionale është zhvilluar në një mjet thelbësor të astronomisë observuese. Ajo është përdorur për të zbuluar praninë dhe shpërndarjen e materies së errët, duke paraqitur kështu një teleskop "natyror" për vëzhgimin e galaktikave të largëta, dhe për të marrë një vlerësim të pavarur të konstantes së Habellit. Vlerësime statistikore të të dhënave të lenteve gravitacionale japin informacione të vlefshme në evoluimin strukturor të galaktikave.[86]

Astronomia gravitacionale valore[redakto | redakto tekstin burimor]

Përshtypje artistike e detektorit hapësinor të valëve gravitacionale LISA

Vëzhgimet e pulsareve binare japin dëshmi të forta të tërthorta për ekzistencën e valëve gravitacionale (shih Zvogëlimi i orbitës, më lart). Mirëpo, valët gravitacionale duke arritur tek ne nga thellësitë e kozmosit nuk janë zbuluar në mënyre të drejtpërdrejtë, e cila është një objektiv i madh i kërkimeve aktual shkencore në teorinë e relativitetit.[87] Disa detektore gravitacionale valësh të bazuar në tokë janë aktualisht në veprim, më posaçërisht detektori interferometrik gjeo 600, LIGO (tre detektorë), tama 300 dhe VIRGO.[88] Një detektor i bazuar në hapësirë është projekti, LISA, është aktualisht nën zhvillim,[89] me një mision pararendës LISA Pathfinder) e duhur për të fillojë në fund të 2009.[90]

Vëzhgimet e valëve gravitacionale premtojnë plotësimin e vëzhgimeve në spektrin elektromagnetike.[91] Ata pritet të japin informacion në lidhje me vrimat të zeza dhe objekte të tjera të dendur si dhe yjet neutronike, xhuxha të bardhë, rreth llojeve të caktuara të shpërthimeve supernova, dhe për proceset në universin shumë e herët, duke përfshirë edhe nënshkrimin e llojeve të caktuara të kordave kozmik hipotetike.[92]

Vrimat të zeza dhe objekte të tjera kompakte[redakto | redakto tekstin burimor]

Red right arrow.svg
 Artikulli kryesor: Vrima e zezë.

Kozmologjia[redakto | redakto tekstin burimor]

Red right arrow.svg
 Artikulli kryesor: Kozmologjia fizike.

Modelet aktuale të kozmologjisë janë të bazuar mbi ekuacionet e Ajnshatjnit duke përfshirë konstanten kozmologjike Λ, e cili ka ndikim të rëndësishëm mbi dinamikën e kozmosit ne shkallë të madhe ,

 R_{ab} - {\textstyle 1 \over 2}R\,g_{ab} + \Lambda\ g_{ab} = \kappa\, T_{ab}

ku gab është metrika e hapësirë-kohën.[93] Zgjidhjet isotropike dhe homogjene të këtyre ekuacioneve të zgjeruara, zgjidhja Friedmann-Lemaître -Robertson-Walker,[94] lejojnë fizikanë të arrijnë tek modeli i gjithësisë që ka evoluar mbi 14 miliard vitet e fundit nga një, fazë e nxehtë në fillim Big Bang.[95] Pasi një numër i vogël i parametrave (për shembull densiteti mesatar i masës së universit) janë caktuar nga vëzhgimi astronomik,[96] të mëtejshme mund të përdoret për të vënë modele ne testim.[97] Parashikime, të gjithë të suksesshëm, përfshijnë bollëkun e elementeve kimike fillestar të formuar në një periudhë të nukleosintezës së lashtë,[98] strukturat e shkallës të madhe te universit,[99] dhe ekzistencës dhe vetitë e një "ekoje termike" nga universi i lashte, rrezatimit i sfondit kozmik.[100]

Pamja e rrezatimit emetohet jo më shumë se njëqind mijë vjet pas pak zhurmë e madhe, kapen me teleskopi satelit WMAP

Vërejtje astronomike te kursit të zgjerimin kosmologjik lejojnë vlerësimin e shumës së përgjithshme te lëndës në univers, megjithëse natyra e kësaj çështje mbetet pjesërisht misterioze. Rreth 90 përqind e të gjitha lendes duket të jetë e ashtu-quajtur materieja e errët, e cila ka masë (ose ekuivalente, ndikimi gravitacional), por nuk ndërvepron elektromagnetikisht dhe, kështu, nuk mund të shihet drejtpërdrejt.[101] Nuk ka përshkrim të pranuar përgjithësisht të këtij lloji të ri të materies, brenda kuadrit e njohur fizikës bërthamore(([102] ose ndryshe.[103] Dëshmi vëzhgimor nga analizat statistikore të RedShiftit (zhvendosja nga e kuqja) te supernovave të largët dhe matjet e rrezatimit të sfondit kozmik gjithashtu tregojnë se evolucioni i universit tonë është ndikuar ndjeshëm nga një konstante kosmologjike duke rezultuar në një përshpejtimin e zgjerimit kozmik ose, nga një formë e energjisë me një ekuacion të pazakontë gjendjeje, e njohur si energjia e errët, natyra e të cilave mbetet e paqartë.[104]

E ashtu-quajtura fazë inflacionare,[105] një fazë shtesë e zgjerimit të fuqishëm të përshpejtuar në kohë kozmike prej rreth 10^{-33} sekonda, ishte hypotezuar në vitin 1980 për llogari të disa vëzhgimeve të mistershme që ishin të pashpjegueshme nga modelet klasike kosmologjikel, të tilla si homogjenitet gati i përsosur i rrezatimit te sfondit kozmik.[106] E fundit e rrezatimit sfondit kozmike kanë rezultuar në prova e parë për këtë skenar.[107] Megjithatë, ka një shumëllojshmëri te skenarëve të mundshme inflacioniste, të cilat nuk mund të kufizohet nga vëzhgimet e tanishme.[108] Një pyetje edhe më të mëdha është fizika e gjithësisë së hershme, para fazës inflacioniste dhe afër ku modelet klasike parashikojnë singularitetin Big Bang. Një përgjigje autoritare do të kërkojë një teori të plotë të gravitetit kuantik, e cila ende nuk është zhvilluar[109] (shih seksionin mbi gravitetit kuantik, më poshtë).

Koncepte të avancuara[redakto | redakto tekstin burimor]

Struktura kauzale dhe gjeometria globale[redakto | redakto tekstin burimor]

Red right arrow.svg
 Artikulli kryesor: Struktura kauzale.
Diagrami i Penrose i një universit Minkowskian te pafund

Në relativitetin e përgjithshëm, asnjë trup lëndor nuk mund të arrijë ose te parakalojë një impuls drite. Asnjë ndikim nga një ngjarje A mund të arrijë në jë vend tjetër X para se drita te dërgohet nga A në X. Si pasojë, një eksplorim i të gjitha vijave botërore dritore (gjeodesik i pavlefshëm) jep informacion të rëndësishme për strukturën kauzale të hapësirë-kohës. Kjo strukturë mund të shfaqet duke përdorur diagramet Penrose-Carter në të cilat rajoni pafundësisht i madh i hapësirës dhe intervale të pafund në kohë janë te ("kompaktifikuara") në mënyrë që të përshtaten mbi një hartë të fundme, ndërsa drita udhëton përgjatë diagonaleve si në një diagram standard të hapësirë-kohës .[110]

I vetëdijshëm për rëndësinë e strukturës kauzale, Roger Penrose dhe të tjerët zhvilluan atë që është e njohur si gjeometria globale. Në gjeometrinë globale, objekt i studimit nuk është i veçantë për zgjidhjen (ose familjen e zgjidhjeve) për ekuacionet e Ajnshtajnit. Përkundrazi, marrëdhëniet janë të vërteta për të gjitha gjeodezikët, të tilla si ekuacioni Raychaudhuri, dhe jo supozime shtesë specifike në lidhje me natyrën e materies (zakonisht në formën e të ashtu-quajturave kondita energjetike) janë përdorur për të nxjerrin rezultatet e përgjithshme.[111]

Horizontet[redakto | redakto tekstin burimor]

Duke përdorur gjeometrinë globale, mund të tregohet që disa hapësirë-kohëra kanë kufij të quajtur horizonte, të cilat caktojnë kufijtë e një rajoni nga pjesa tjetër e hapësirë-kohës. Më të njohura janë shembujt e vrimave të zeza : në qoftë se masa është e ngjeshur në një rajon mjaft kompakt të hapësirës (përcaktuar si konjektura Hoop, shkalla përkatëse e gjatësisë është rrezja e Schwarzschildit [112]), nuk ka dritë nga brenda që mund të shpëtojë jashtë. Meqenëse nuk ka trup që mund të arrij një impuls drite, e gjithë lënda e brendshme është e burgosur. Kalimi nga e hapësira e jashtme tek ajo e brendshëm është ende i mundur, duke treguar se kufiri i horizontit te vrimës së zezë, nuk është një pengesë fizike.[113]

Ergosfera e një vrimë të zezë rrotulluese, e cila luan një rol kyç kur bëhet fjalë për nxjerrjen e energjisë nga këto vrimave të zeza

Studimet e hershme të vrimat e zeza ishin mbështetur në zgjidhjet e saktaekuacioneve të fushës së Ajnshtajnit, sidomos zgjidhja e Schwarzschild e cila është sferikisht simetrike (përdoret për të përshkruar një vrimë te zezë statike) dhe asimetrike zgjidhja Kerr (përdoret për të përshkruar një, vrimë të zezë stacionare rrotulluese, dhe karakteristika interesante e prezantuar si ergosfera). Duke përdorur gjeometrinë globale, më vonë studimet kanë zbuluar veti më të përgjithshme të vrimat e zeza. Nga pikëpamja e një afati të gjatë kohor, ato janë objekte shumë të thjeshta të karakterizuar nga njëmbëdhjetë parametrat të specifikuar energji, impulsi linear, impulsi këndore, vendndodhja në një kohë të caktuar dhe ngarkesa elektrike. Kjo është deklaruar nga teorema unike e vrimave të zeza : "vrimat e zeza nuk kanë flokë", (emri vihet mbi faktin që vrimat e zeza, nuk ka shenja dalluese si flokët e njerëzve). Pavarësisht nga kompleksiteti i objektit që pëson një kolaps gravitacional për të formuar një vrimë të zezë, objekti që rezulton (duke emetuar valët gravitacionale) është shumë i thjeshtë.[114]

Edhe më i veçantë është fakti, që ka një sërë ligjesh të përgjithshme të njohur si mekanika e vrimave të zeza, e cila është analoge me ligjet e termodinamikës. Për shembull, nga ligji i dytë i mekanikës së vrimave të zeza, rasti i zonave te horizontit të një vrimë të zezë të përgjithshme nuk do të ulet me kalimin e kohës, analoge me entropinë e një sistemi termodinamik. Këto kufizime të energjisë që mund të nxirren me mjete klasike nga një vrimë e zezë e radhës (p.sh. nga procesi i Penrose).[115] Nuk ka dëshmi të forta se ligjet e mekanikës se vrimave të zezë janë, në fakt, një forme e ligjeve të termodinamikës, dhe se zona e vrimave të zezë është proporcionale me entropinë e saj.[116] Kjo çon në një ndryshim të ligjeve origjinale të mekanikës së vrimës e zezë : për shembull, si ligji i dytë i mekanikës vrima e zezë bëhet pjesë e ligjit të dytë të termodinamikës, është e mundur për një zonë në një vrimë të zezë të zvogëlohet -për aq kohë sa për proceset e tjera të siguruar që, në përgjithësi, rritet entropia. Si objekte termodinamike me temperatura jo-zero, vrimat e zeza duhet të rrezatojnë rrezatim termik. Gjysëm-llogaritjet klasike tregojnë se me të vërtetë ato e bëjnë këtë, me sipërfaqe gravitetit duke luajtur rolin e temperaturës sipas ligjit të Plankut. Ky rrezatim është i njohur si rrezatimi Hawking (shiko seksionin mbi teorinë kuantike, më poshtë).[117]

Ka lloje të tjera horizontesh. Në një univers të zgjeruar, një vëzhgues mund të gjejë se në disa rajone ne të kaluarën nuk mund të respektohet ("horizont i grimcës"), dhe disa rajone në të ardhmen nuk mund të ndikohen nga (horizonte ngjarjesh).[118] Edhe në hapësirën e Minkowskit, kur përshkruhet nga një vëzhgues i përshpejtuar (hapësira e Rindler), do të ketë horizonteve të lidhura me një rrezatim gjysmë-klasik i njohur si rrezatimi Unruh.[119]

Singularitetet[redakto | redakto tekstin burimor]

Red right arrow.svg
 Artikulli kryesor: Singularitetet hapësinore kohore.

Një tjetër tipar i përgjithshëm dhe mjaft shqetësues i relativitetit të përgjithshëm është pamja e kufijve hapësinorë-kohorë të njohur si singularitete. Hapësirë-koha mund të hulumtohet duke ndjekur nga pas gjeodesikët kohore dhe dritorë, të gjitha mënyrat e mundshme të udhëtimit që mund të ndjekë drita dhe grimcat në rënie të lirë. Por disa zgjidhje nga ekuacionet e Ajnshtajnit kanë rajonet të njohura si singularitete hapësinore-kohore, ku shtigjet e dritës dhe grimcat bien në një shteg te papritur, ku gjeometria bëhet e pa-përcaktuar ose e përcaktuar në mënyrë të keqe. Në rastet më interesante, këto janë "singularitete përkulje", ku sasitë gjeometrike që karakterizojnë lakimin e hapësirë-kohës, si skalari i Riçit, marrin vlerat të pafundme.[120] Shembuj të mirënjohur të hapësirë kohës me singularitete në të ardhmen-ku fundi i vijave botërore janë zgjidhje të Schwarzschild, e cila përshkruan një tipar të veçantë brenda një vrimë te zezë të përjetshme statike,[121] ose zgjidhja Kerr një tipar i veçantë me unazën e saj brenda një vrime të zezë të përjetshme.[122] zgjidhje e Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker s, dhe hapësirë kohëra të tjera që përshkruajnë universe të tjera, kanë singularitete të kaluara në të cilën fillojnë vija botërore, domethënë singularitete të tipit Big Bang, dhe disa kanë singularitete në të ardhmen (Kolapsi i madhe) si.[123]

Duke pasur parasysh se këto shembuj janë shumë simetrike dhe të thjeshtuara - kështu që është joshëse për të përfunduar se shfaqja e singulariteteve është një artifakt ose idealizim. Teorema e singularitetit, janë provuar duke përdorur metodat e gjeometrisë globale, e thënë ndryshe : singularitetet janë një karakteristikë e përgjithshme e relativitetit të përgjithshëm, dhe e pashmangshme pasi shembja e një objekti me veti realistike të materies ka vazhduar më tej në një stad të caktuar[124] dhe gjithashtu në fillim të një klase me të gjerë të zgjeruar universesh.[125] Megjithatë, teoremat thonë pak në lidhje me pronat e singulariteteve, dhe kvrkimet aktual në këtë temë janë përkushtuar që të karakterizojnë këto struktura të njësive gjenerike (të hipotezuara p.sh. nga të ashtu-quajtur konjektura BKL).[126] Hipotezë e censurës kozmike deklaron se të gjitha singularitetet realiste në të ardhmen (pa simetri të përsosur, lëndë me veti realiste) janë të fshehura në mënyrë të sigurt larg pas një horizonti, dhe kështu të padukshme për të gjithë vëzhguesit e largët. Ndërkohë që asnjë provë zyrtare ende nuk ekziston, simulime numerike ofrojnë dëshmi mbështetëse të vlefshmërisë së saj.[127]

Ekuacionet e evoluimit[redakto | redakto tekstin burimor]

Secili nga zgjidhjet e ekuacionit të Ajnshtajnit përmbledh të gjithë historinë e një universi - kjo nuk është vetëm disa pamje të asaj se si janë gjërat, por të tërën, hapësirë kohën e cila mund të jetë e mbushur me materie. Ajo e përshkruan gjendjen e materies dhe gjeometrinë kudo dhe në çdo moment në këtë univers të veçantë. Për shkak të kovariancës së përgjithshme, teoria e Ajnshtajnit është e mjaftueshme në vetvete për të përcaktuar evolucionin kohor te tensorit të metrikës. Ajo duhet të jetë e kombinuar me një kondicion koordinate, e cila është analoge me fiksim e madhësive në teori të tjera të fushës.[128]

Për të kuptuar ekuacionet e Ajnshtajnit si ekuacione diferenciale pjesor, është e dobishme për ti formuluar ato në një mënyrë që përshkruan evolucionin e universit me kalimin e kohës. Kjo është bërë në të ashtu-quajturat "3+1" formulimet, ku hapësirë kohën është e ndarë në tre dimensionet e hapësirës dhe një dimension kohe. Një shembull i mirë-njohur është formalizmi ADM.[129] Këto dekompozime tregojnë se ekuacionet e evolucionit të hapësirë-kohës në relativitetin e përgjithshëm sillen mire nga pikëpamja matematikore (d.m.th. skanë vlera infinite) : zgjidhje gjithmonë ekzistojnë, dhe janë të përcaktuara në mënyre unike, kushtet e përshtatshme fillestare janë të specifikuara.[130] Formulimet të tilla te ekuacioneve të fushës të Ajnshtajnit formojnë bazën e relativitetit numerik.[131]

Madhësi globale dhe kuazi-lokale[redakto | redakto tekstin burimor]

Nocioni i evoluimit të ekuacioneve lidhet në mënyre të ngushte me një aspekt tjetër të fizikës së relativitetit të përgjithshëm. Në teorinë e Ajnshtajnit, del se është e pamundur të gjejmë një përcaktim të thjeshte për një veti te thjeshte si energjia apo masa e përgjithshme e sistemit. Arsyeja kryesore është se ashtu si fusha gravitacionale çdo madhësi duhet te përshkruhet nga një fushë me një energji të caktuar, por në të njëjtën kohë del se është e pamundur të përcaktojmë se ku është e lokalizuar kjo energji.[132]

Megjithatë, ka disa mundësira për përcaktimin e masës të përgjithshme të sistemit, ose duke përdorur një "vëzhgues hipotetik të largët" (Masa ADM)[133] ose simetritë e duhura (masa e Komarit).[134]

Lidhja me teorinë kuantike[redakto | redakto tekstin burimor]

Neqoftese relativiteti i përgjithshëm konsiderohet si një nga dy shtyllat kryesore të fizikës moderne, mekanika kuantike, e cila formon bazat për kuptimin e lendes nga thërrmijat elementare deri tek fizika e trupit të ngurte, është shtylla tjetër.[135] Megjithatë, mbetet akoma një pyetje e hapur se si konceptet e mekanikes kuantike mund të vihen në përputhje me ato te relativitetit të përgjithshëm.

Teoria kuantike e fushës në hapësirë-kohën e kurbuar[redakto | redakto tekstin burimor]

Teoritë e zakonshme të fushës, të cilat formojnë bazat e fizikës të thërrmijave bërthamore, përcaktohen në një hapësirë të sheshte të Minkowskit, e cila është një përafrim i shkëlqyer kur vjen puna për përshkrimin e thërrmijave mikroskopike në një fushe të dobët gravitacionale si ajo që gjendet në toke.[136] Në mënyre që të përshkruajmë situata ku graviteti është aq i forte sa të mund të influencoje lenden (kuantike), por jo aq i forte sa të kërkoje një kuantizim ne vetvete, fizikanet kane formuluar teori te fushës kuantike në hapësirën e kurbuar. Këto teori mbështeten tek relativiteti i përgjithshëm klasik për të përshkruar sfondin e kurbuar të hapësirë-kohës, ato përcaktojnë një përgjithësim të teorisë kuantike të fushës e cila përshkruan sjelljen e lendes kuantike brenda asaj te hapësirë-kohës.[137] Duke përdorur këtë formalizëm, mund te tregohet se vrimat e zeza emetojnë një spektër të trupit të zi te thërrmijave të cilat njihen me emrin Rezatimi Hawking, e cila çon në konkluzionin se ato avullojnë përgjatë kohës.[138] Siç përshkruhet ciptazi tek me lart, ky rrezatim luan një rol të rëndësishëm për termodinamikën e vrimave të zeza.[139]

Graviteti kuantik[redakto | redakto tekstin burimor]

Red right arrow.svg
 Artikulli kryesor: Graviteti kuantik.
Red right arrow.svg
 Artikuj kryesore: Teoria e kordave dhe Graviteti kuantik unazor.

Kërkesa për konsistence midis përshkrimit kuantik të lendes dhe përshkrimit gjeometrik të hapësirë kohës,[140] si dhe shfaqja e singulariteteve (aty ku shkalla e gjatësisë së kurbaturës bëhet mikroskopike), tregon qartazi nevojën për një teori të plote të graviteti kuantik : për një përshkrim adekuat të fenomeneve që ndodhin në brendësi te vrimave të zeza, ose për fillimet e universi kërkohet një teori në të cilën graviteti dhe gjeometria e asociuar e hapësirë kohës janë të përshkruara në gjuhën e fizikës kuantike.[141] Megji përpjeket e shumta, tani për tani akoma nuk ekziston një teori e plotë dhe konsistente e graviteti kuantik, duhet thëne se një numër i mirë teorish candidate ekziston.[142]

Projeksioni i një manifoldi Kalabi-Jau, një nga mënyrat e kompaktifikimit të dimensioneve të tepërta të postuluara nga teoria e kordave

Përpjekjet për të përgjithësuar teoritë kuantike të fushës, te përdorura në fizikën bërthamore për përshkrimin e bashkëveprimeve themelore, në mënyre që të përfshijnë gravitetin kanë çuar në problem serioze. Për energji të ulëta ky përafrim është i suksesshëm, sepse çon në rezultate të pranueshme dhe efektive (kuantike) të teorisë së fushës të gravitetit.[143] Për energji shumë të larta, rezultatet çojnë në modele që nuk kanë asnjë gjurme uqije parashikuese ("te pa rinormalizueshme").[144]

Gjendja e tanishme[redakto | redakto tekstin burimor]

Relativiteti i përgjithshëm ka dalë si një model shumë i suksesshëm i gravitetit dhe kozmologjisë, i cili ka kaluar çdo test eksperimental. Megjithatë, ka dëshmi të forta që tregojnë se teoria nuk është e plotë.[145] Problemi i gravitetit kuantik dhe pyetja mbi realitetin e singulariteteve të hapësirë kohës mbete e hapur.[146] Të dhënat nga observimet tregojnë se prezenca e energjisë së zezë dhe materies së zezë kërkojnë nevojën për një themel të ri fiziko-teorik,[147] dhe ndërsa e ashtuquajtura anomalia e sondës Pioneer mund të jepet nga një shpjegim konvencional ajo gjithashtu mund të fshehe gjurmët e ndonjë fenomeni të ri fizik.[148] E marre siç është, relativiteti i përgjithshëm ka mundësi të shumta për eksplorime të mëtejshme. Teoricienët relativiste kërkojnë të shpjegojnë natyrën e singulariteteve dhe vetitë themelore të ekuacioneve të Ajnshtajnit,[149] në të njëjtën kohë simulime kompjuterike të fuqishme (si ato që përshkruajnë bashkimin e dy vrimave të zeza) po krijohen dita-ditës.[150] Gara për detektimin e parë të valëve gravitacionale në hapësirë vazhdon,[151] të cilat shpresojnë të testojnë validitetin e teorisë për fusha gravitacionale më të fuqishme në krahasim me ato që ka qenë e mundur deri tani.[152] Më shumë se nëntëdhjete vjet pas publikimit të saj relativiteti i përgjithshëm mbetet një fushë shumë e suksesshme për kërkime teorike dhe eksperimentale.[153]

Shikoni gjithashtu[redakto | redakto tekstin burimor]

Shënime[redakto | redakto tekstin burimor]

  1. ^ Ky zhvillim jepet në kapitujt 9 deri në 15 të Pais 1982 dhe në Janssen 2005 ; një koleksion kontemporan i kërkimeve të tanishme, duke përfshire dhe prinime të shumë artikujve origjinale, është Renn 2007 ; një shikim aksesibel mund të gjendet tek Renn 2005, p. 110ff.. Një artikull kyç i hershem është Einstein 1907, cf. Pais 1982, ch. 9. Publikimi që ka ekuacionet e fushës është Einstein 1915, cf. Pais 1982, ch. 11–15.
  2. ^ Shikoni Schwarzschild 1916a, Schwarzschild 1916b dhe Reissner 1916 (më pas e plotësuar në Nordström 1918).
  3. ^ Einstein 1917, cf. Pais 1982, ch. 15e.
  4. ^ Artikulli origjinal i Habellit është Hubble 1929 ; një mbishim akssibel jepet tek Singh 2004, ch. 2–4.
  5. ^ Siç raportohet tek Gamow 1970. Ky pohim i Ajnshtajnit më vonë do të ishte paksa i pamatur dhe tepër i hershem, cf. seksioni Kozmologjia më poshtë.
  6. ^ Cf. Pais 1982, p. 253–254.
  7. ^ Cf. Kennefick 2005 dhe Kennefick 2007.
  8. ^ Cf. Pais 1982, ch. 16.
  9. ^ Cf. Israel 1987, ch. 7.8–7.10 dhe Thorne 1994, ch. 3–9.
  10. ^ Cf. seksionet Efektet orbitale dhe relativiteti i drejtimit, bymimi gravitacional i kohës dhe zhvendosja e frekuencës dhe Përkulja e dritës dhe vonesa kohore gravitacionale, dhe referencat e tjera.
  11. ^ Cf. seksioni kozmologjia dhe referencat e tjera ; zhvillimi historik jepet tek Overbye 1999.
  12. ^ Ekspozimi i mëposhtëm ndjek atë të Ehlers 1973, section 1.
  13. ^ Shikoni, për shembull, Arnold 1989, chapter 1.
  14. ^ See Ehlers 1973, pp. 5f..
  15. ^ Shikoni Will 1993, section 2.4 ose Will 2006, section 2.
  16. ^ Cf. Wheeler 1990, kapitulli 2; eksperimente të ngjashme mund të gjenden në shumicën e librave popullore shkencore që shpjegojnë relativitetin e përgjithshëm.
  17. ^ Shikoni Ehlers 1973, section 1.2, Havas 1964, and Künzle 1972. Eksperimenti i thjeshtë mendor në këtë rast u përshkrua për herë të parë tek Heckmann & Schücking 1959.
  18. ^ Shikoni Ehlers 1973, pp. 10f..
  19. ^ Paraqitje të mira jepen me një nivel të caktuar matematik, Giulini 2005, Mermin 2005, dhe Rindler 1991 ; për shpjegimet e eksperimenteve preçize, cf. pjesa IV e Ehlers & Lämmerzahl 2006.
  20. ^ Një krahasim i thelle mes dy grupeve të simetrisë mund të gjendet tek Giulini 2006a.
  21. ^ Për shembull Rindler 1991, section 22 ; Një trajtim i plotë mund të gjendet tek Synge 1972, ch. 1 and 2.
  22. ^ P.sh. Ehlers 1973, sec. 2.3.
  23. ^ Cf. Ehlers 1973, sec. 1.4. dhe Schutz 1985, sec. 5.1.
  24. ^ Cf. Ehlers 1973, p. 16; Kenyon 1990, sec. 7.2; Weinberg 1972, sec. 2.8.
  25. ^ Shikoni Ehlers 1973, pp. 19–22; për derivime të ngjashme, shikoni seksionet 1 dhe 2 të kapitullit 7 tek Weinberg 1972. Tensori i Ajnshtajnit është tensori i vetëm i cili është i lire nga divergjenca që është një funksion i koeficienteve të metrikës, si dhe se shumti i derivateve të tyre të rendit të parë dhe të dytë, dhe i cili lejon hapësirë-kohën e relativitetit special si një zgjidhje në mungese të burimeve gravitacionale, cf. Lovelock 1972. Tensorët në të dyja anët janë të rendit të dyte, pra mund të imagjinohen si matrica 4×4, seicila ka nga dhjete terma të pavarura ; pra, kemi dhjete ekuacione të çiftëzuar midis tyre. Fakti që, si rrjedhoje e relacioneve gjeometrike të njohura si identitetet e Biankit, bën që tensori i Ajnshtajnit të kënaqe katër identitetet të tjera te cilat i redukton këtë bashkësi në gjashtë ekuacionet të pavarura, psh. Schutz 1985, sec. 8.3.
  26. ^ Psh. Kenyon 1990, sec. 7.4.
  27. ^ Cf. Brans & Dicke 1961 dhe seksionin 3 tek kapitulli 7 i Weinberg 1972, Goenner 2004, sec. 7.2, dhe Trautman 2006, respektivisht.
  28. ^ P.sh. = ((Harvnb | Uolld | 1984 | loc ch. 4)), = ((Harvnb | Weinberg | 1972 | loc ch. 7)) ose, në fakt, ndonjë tekst tjetër libër mbi relativitetin e përgjithshëm.
  29. ^ Së paku përafërsisht, cf. ((Harvnb | Poisson | 2004 }}.
  30. ^ P.sh. f. xi në ((Harvnb | Wheeler | 1990 }}.
  31. ^ P.sh. = ((Harvnb | Uolld | 1984 | loc sec. 4,4 }}.
  32. ^ P.sh. në (= (Harvnb | Uolld | 1984 | loc sec. 4,1 }}.
  33. ^ Për vështirësitë (konceptuale dhe historike) në definimin e përgjithshme Parimi i relativitetit dhe ndarja e tij nga nocioni i kovariance të përgjithshme, shih ((Harvnb | Giulini | 2006b }}.
  34. ^ P.sh. nenin 5 në ch. 12 e ((Harvnb | Weinberg | 1972 }}.
  35. ^ Cf. kapitujt hyrëse të ((Harvnb | Stephani | Kramer | MacCallum | Hoenselaers | 2003 }}.
  36. ^ Një përmbledhje që tregon për ekuacionin e Ajnshtajnit në kontekst më të gjerë të PDEs të tjera me rëndësi fizike është ((Harvnb | Geroch | 1996)).
  37. ^ Për informata dhe një listë të zgjidhje, cf. ((Harvnb | Stephani | Kramer | MacCallum | Hoenselaers | 2003)); një shqyrtim më të fundit mund të gjendet në ((Harvnb | MacCallum | 2006 }}.
  38. ^ P.sh. kapitujt 3, 5, dhe 6 e Lemaître ((Harvnb | Chandrasekhar | 1983 }}.
  39. ^ P.sh. ch. 4 dhe sec. 3.3. në ((Harvnb | Narlikar | 1993 }}.
  40. ^ përshkrimit të shkurtër të këtyre dhe zgjidhjet më interesante mund të gjenden në ((Harvnb | Hawking | Ellis | 1973 | loc = ch. 5 }}.
  41. ^ Shih ((Harvnb | Lehner | 2002)) për një vështrim.
  42. ^ Për shembull (= (Harvnb | Uolld | 1984 | loc sec. 4,4 }}.
  43. ^ P.sh. = ((Harvnb | A | 1993 | loc sec. 4,1 dhe 4,2 }}.
  44. ^ Cf. nenin 3.2 të (((Harvnb | A | 2006)) si (Harvnb | A | 1993 | loc = ch. 4 }}.
  45. ^ Cf. = ((Harvnb | Rindler | 2001 | loc pp. Pp 24-26 vs. 236-237)) dhe (= (Harvnb | Ohanian | Ruffini | 1994 | loc pp. 164-172)). Në fakt, Ajnshtajni i nxori këto efekte duke përdorur parimin e ekuivalencës që në 1907. (1907)) dhe (përshkrim në Harvnb | Einstein | ((Harvnb | Pais | 1982 | loc = fq. 196-198 }}.
  46. ^ = ((Harvnb | Rindler | 2001 | loc pp. 24-26)), ((Harvnb | Misner | Thorne | Wheeler | 1973 | loc = § 38,5 }}.
  47. ^ eksperimenti Pound-Rebka, ((shih Harvnb | Pound | Rebka | 1959)), ((Harvnb | Pound | Rebka | 1960)), ((Harvnb | Pound | Snider | 1964)); një listë e eksperimenteve të mëtejshëm është dhënë në ((Harvnb | Ohanian | Ruffini | 1994 | loc = tabelën 4,1 për faqe 186 }}.
  48. ^ P.sh. ((Harvnb | Greenstein | Oke | Shipman | 1971)); më të fundit dhe më të sakt janë matjet e B SIRIUS janë botuar në ((Harvnb | Barstow | Bond | Holberg | 2005 }}.
  49. ^ Duke filluar me eksperimentin Hafele-Keating, ((Harvnb | Hafele | Keating | 1972a)) dhe ((Harvnb | Hafele | Keating | 1972b)), dhe kulmuan në eksperiment e Probes se gravitetit A, një pasqyrë të eksperimenteve mund të gjenden në ((Harvnb | Ohanian | Ruffini | 1994 | loc = tabelën 4,1 për faqe 186 }}.
  50. ^ GPS testuar vazhdimisht duke krahasuar orë atomike në terren dhe në bordin e satelitëve që rrotullohen rreth, për një llogari të efekteve relativiste, shih ((Harvnb | Ashby | 2002)) dhe ((Harvnb | Ashby | 2003 }}.
  51. ^ Shqyrtime janë dhënë në ((Harvnb | Shkallë | 2003)) dhe ((Harvnb | Kramer | 2004 }}.
  52. ^ Nje shikim i përgjithshëm mund të gjendet në seksionin 2.1. e do të 2006, do të 2003, fq. 32-36; ((Harvnb | Ohanian | Ruffini | 1994 | loc = nenin 4.2 }}.
  53. ^ . = ((Harvnb | Ohanian | Ruffini | 1994 | loc pp. 164-172 }}.
  54. ^ Cf. ((Harvnb | Kennefick | 2005)) për matjen klasik në fillim nga ekspedita Eddington, për një pasqyrë të matjeve më të fundit, shih ((Harvnb | Ohanian | Ruffini | 1994 | loc = kapitull 4,3)). Për vëzhgimet më saktë direkte moderne duke përdorur quasars, cf. ((Harvnb | Shapiro | Davis | Lebach | Gregori | 2004 }}.
  55. ^ Kjo nuk është një aksiomë e pavarur, por mund të rrjedhin nga ekuacionet e Einstein dhe Maxwell Lagranzhit duke përdorur një përafrim WKB, cf. ((Harvnb | Ehlers | 1973 | loc = seksionin 5 }}.
  56. ^ Për përshkrime të shkurtër dhe pointers në literaturë mund të gjenden në ((Harvnb | Blanchet | 2006 | loc = seksionin 1,3 }}.
  57. ^ Shih Harvnb | Rindler | 2001 | loc = seksion 1,16)); për shembuj historike , = ((Harvnb | Izrael | 1987 | loc f. 202-204.)), Në fakt, Ajnshtajni botoi një derivim të tilla si ((Harvnb | Einstein | 1907)). Llogaritje e tillë mënyrë të heshtur të supozojmë se gjeometria e hapësirës është euklidiane, cf. ((Harvnb | Ehlers | Rindler | 1997 }}.
  58. ^ Nga pikëpamja e teorisë së Ajnshtajnit, këto derivime marrin parasysh efektin e gravitetit në kohë, por jo pasojat e tij për përkuljen e hapësirës, cf. = ((Harvnb | Rindler | 2001 | loc sec. 11,11 }}.
  59. ^ Për fushë gravitacionale të diellit un duke përdorur sinjalet e radarit reflektuar nga planete të tilla si Venus dhe Merkurit, cf. ((Harvnb | Shapiro | 1964)), me një hyrje pedagogjik të gjetur në ((Harvnb | Weinberg | 1972 | loc = ch. 8, sec. 7)); për sinjalet në mënyrë aktive u kthye mbrapsht nga sondat hapësinore (matje transponderin), cf. ((Harvnb | Bertotti | Iess | Tortora | 2003)); për një pasqyrë, shih ((Harvnb | Ohanian | Ruffini | 1994 | loc = tabela 4.4 në f. 200)); për matje më të fundit përdoren sinjalet e marra nga një pulsar që është pjesë e një sistemi binar, fushë gravitacionale shkakton vonesën kohore është ajo e pulsarit, cf. ((Harvnb | Shkallë | 2003 | loc = nenin 4.4 }}.
  60. ^ A & 1993 loc sec. 7,1 dhe 7,2.
  61. ^ Për një shikim të përgjithshëm shihni Misner, Thorne & Wheeler 1973, part VIII. Vini re, që për valët gravitacionale, kontribuimi dominues nuk është dipoli, por kuadropoli cf. Schutz 2001.
  62. ^ Shumica e teksteve të avancuara për relativitetin e përgjithshëm përmbajnë një përshkrim të këtyre vetive, p.sh. = ((Harvnb | Schütz | 1985 | loc ch. 9 }}.
  63. ^ Për shembull Jaranowski & Królak 2005.
  64. ^ (Harvnb | Rindler | 2001 | loc ch. 13 }}.
  65. ^ Shih ((Harvnb | Gowdy | 1971)), ((Harvnb | Gowdy | 1974 }}.
  66. ^ Shiko ((Harvnb | Lehner | 2002)) për një hyrje të shkurtër për metodat e relativitetit numerik, dhe ((Harvnb | Seidel | 1998)) për lidhjet me valët gravitacionale astronomike .
  67. ^ Një figurë që përfshin histogramet e gabimit është figura 7, në nenin 5.1 , e ((Harvnb | A | 2006 }}.
  68. ^ Shih ((Harvnb | Shkallë | 2003)) dhe (= (Harvnb | Schütz | 2003 | loc pp. 317-321)); një llogari të hapur mund të gjenden në ((Harvnb | Bartusiak | 2000 | loc = fq. 70-86 }}.
  69. ^ Një vështrim mund të gjenden në Weisberg & Zachary Taylor 2003; për zbulim e pulsarit, shih Hulse & Zachary Taylor 1975; për prova fillestare për rrezatimin gravitacional, shih Zachary Taylor 1994.
  70. ^ Cf. ((Harvnb | Kramer | 2004 }}.
  71. ^ Shih p.sh. (((Harvnb | Penrose | 2004 | loc = § 14,5)), (Harvnb | Misner | Thorne | Wheeler | 1973 | loc = sec. § 11,4 }}.
  72. ^ Shiko = ((Harvnb | Weinberg | 1972 | loc sec. 9,6)), (= (Harvnb | Ohanian | Ruffini | 1994 | loc sec. 7,8 }}.
  73. ^ Shih ((Harvnb | Bertotti | Ciufolini | Bender | 1987)) dhe, për një shqyrtim më të fundit, ((Harvnb | Nordtvedt | 2003 }}.
  74. ^ Shih ((Harvnb | Kahn | 2007 }}.
  75. ^ P.sh. = ((Harvnb | Townsend | 1997 | loc sec. 4.2.1)), (= (Harvnb | Ohanian | Ruffini | 1994 | loc pp. 469-471 .}}
  76. ^ P.sh. = ((Harvnb | Ohanian | Ruffini | 1994 | loc sec. 4,7)), (= (Harvnb | Weinberg | 1972 | loc sec. 9,7)); për një shqyrtim më të fundit, shih ((Harvnb | Schäfer | 2004 }}.
  77. ^ P.sh. ((Harvnb | Ciufolini | Pavlis | 2004)), ((Harvnb | Ciufolini | Pavlis | Perón | 2006)), ((Harvnb | Iorio | 2009))
  78. ^ ((cite ditar | authorlink = Lorenzo Iorio | Iorio L. author = | title = KOMENTE, përgjigjet DHE SHËNIME: Një shënim mbi evidencën e fushës gravitomagnetik e Marsi | viti = 2006 | ditar = Klasike Quantum Gravity | vëllim = 23 | 17 çështje = | pages = 5.451-5.454 | doi = 10.1088/0264-9381/23/17/N01))
  79. ^ ((cite ditar | authorlink = Lorenzo Iorio | Iorio L. author = | title = Në Lense-Thirring test me Mars Global Surveyor në fushën gravitacionale të Marsit | revistës = Central European Journal of Physics | viti = 2009 | doi = 10.2478/s11534-009-0117-6))
  80. ^ Një përshkrim mision mund të gjendet në ((Harvnb | Everitt | Buchman | Debra | Keiser | 2001)); një pas fluturimit të parë të vlerësimit jepet në ((Harvnb | Everitt | | Parkinson | Kahn | 2007)); rejat më tej do të jenë në dispozicion në faqen e internetit mision ((Harvnb | Kahn | ref 1996-2008 }}.
  81. ^ Për përshkrime të lentës gravitacionale dhe kërkesat e saj, shih Ehlers , Falco & Schneider 1992 dhe ((Harvnb | Wambsganss | 1998)).
  82. ^ Për një derivim të thjeshtë, shih ((Harvnb | Schütz | 2003 | loc = ch. 23)); cf. = ((Harvnb | Narayan | Bartelmann | 1997 | loc sec. 3 }}.
  83. ^ Shihni ((Harvnb | Walsh | Carswell | Weymann | 1979}}.
  84. ^ të gjitha lentet e njohura mund të gjeni në faqet e projektit, ((Harvnb | Kochanek | Falco | Impey | Lehar | 2007 }}.
  85. ^ Për një pasqyrë, shiko ((Harvnb | Roulet | Mollerach | 1997 }}.
  86. ^ Shih ((Harvnb | Narayan | Bartelmann | 1997 | loc = sec. 3,7 }}.
  87. ^ Për një vështrim, ((Harvnb | Barish | 2005)); te llogarive të arritshme mund të të gjendet në ((Harvnb | Bartusiak | 2000)) dhe ((Harvnb | Bler | McNamara | 1997 }}.
  88. ^ Një vështrim është dhënë në ((Harvnb | Hough | Rowan | 2000 }}.
  89. ^ Shih ((Harvnb | Danzmann [(| Rüdiger | 2003 }}.
  90. ^ Shih ((Harvnb | Landgraf | Hechler | Kemble | 2005 }}.
  91. ^ Cf. ((Harvnb | Thorne | 1995 }}.
  92. ^ Cf. ((Harvnb | Cutler | Thorne | 2002 }}.
  93. ^ Origjinalisht Einstein , Pais & 1982 loc pp. 285-288.
  94. ^ Shih = ((Harvnb | Carroll | 2001 | loc ch. 2 }}.
  95. ^ Shih Bergström et al. Lahav, ch. 9-11)); përdorimin e këtyre modeleve është i justifikuar nga fakti se, në shkallët e madhe prej rreth qindra milion dritë-vit s dhe më shumë, universin tonë të vërtetë duket të jetë isotropik dhe homogjen, cf. Peebles et al. 1991.
  96. ^ P.sh. Për të dhënat vëzhgimor WMAP, shih Spergel et al. 2003.
  97. ^ Këto teste përfshijnë vërejtje të veçantë të detajuar për më tej, shih, p.sh., fig. 2 në ((Harvnb.
  98. ^ Shih ((Harvnb | Peebles | 1966)); një llogari të fundit parashikimeve, shih ((Harvnb | Coc | Vangioni-gënjeshtër | Descouvemont | Adahchour | 2004)); një llogari të hapur mund të gjenden në ((Harvnb | Weiss | 2006)); krahasuar me vërejtjet në ((Harvnb | ulliri | Skillman | 2004)), ((Harvnb | Bania | kor | Balser | 2002)), ((Harvnb | O'Meara | Tytler | Kirkman | Suzuki | 2001)) dhe ((Harvnb | Charbonnel | Primas | 2005 }}.
  99. ^ Një përmbledhje mund të gjenden në ((Harvnb | Lahav | Shuto | 2.004 )) dhe ((Harvnb | Bertschinger | 1998)); për rezultatet më të fundit, shih ((Harvnb | Springel | White | Jenkins | Frenk | 2005 }}.
  100. ^ Cf. ((Harvnb | Alpher | Herman | 1948)) dhe, për një hyrje pedagogjike, shih ((Harvnb | Bergström | Goobar | 2003 | loc = ch. 11)); për zbulimin fillestar, shih ((Harvnb | Penzias | Woodrow Wilson | 1965)) dhe, për matje precize nga satelitet observatorë, ((Harvnb | Mather | Cheng | Cottingham | Eplee | 1994)) ([[COBE] ]) dhe ((Harvnb | Bennett | Halpern | Hinshaw | Jarosik | 2003)) (WMAP). Matjet e ardhshme mund të zbulojnë gjithashtu prova për valët gravitacionale në universin e hershem, ky informacion shtesë të përfshira në polarizimin e rrezatimit të sfondit kozmik , cf. ((Harvnb | Kamionkowski | Kosowsky | Stebbins | 1997)) dhe ((Harvnb | Seljak | Zaldarriaga | 1997 }}.
  101. ^ Dëshmi për këtë vjen nga përcaktimi i parametrave kosmologjike dhe vërejtje të tjera që përfshijnë dinamika e galaktikave dhe grupimeve galaktike cf. Kapitulli 18 i ((Harvnb | Peebles | 1993)), dëshmi nga lenja gravitacionale, cf. = ((Harvnb | Pallua | 1999 | loc sec. 4,6)), dhe simulimet e formimit të strukturave ne shkallë madhe, shih ((Harvnb | Springel | White | Jenkins | Frenk | 2005 }}.
  102. ^ Shih Harvnb | Pallua | 1999 | loc = ch. 12)) dhe ((Harvnb | Peskin | 2007)), në veçanti, vëzhgime tregojnë se të gjithë por një pjesë të papërfillshme të kësaj lende nuk është në formën e thërrmijave te zakonshme bërthamore ("jo-lende jo baronike"), Pallua & 1999 loc ch. 12.
  103. ^ Gjerësisht, disa fizikanët kanë pyetur nëse mungesa e provave për lenden errët, është në fakt një tregues për devijime nga përshkrimin e gravitetit ajnshtajnian (dhe njutonian). Pamje e përgjithshme në (= (Harvnb | Mannheim | 2006 | loc sec. 9 }}.
  104. ^ Shih ((Harvnb | Carroll | 2.001)); një pasqyrë të qasshme është dhënë në ((Harvnb | Caldwell | 2004)). Këtu, gjithashtu, shkencëtarët kanë argumentuar se prova nuk tregon një formë të re të energjisë, por kanë nevojë për ndryshime në modelet tona kosmologjike, cf. = ((Harvnb | Mannheim | 2006 | loc sec. 10)); modifikimet e lartpërmendur nuk duhet të jenë ndryshimet e relativitetit te përgjithshëm, ata mund, për shembull, të jenë ndryshime në mënyrën se si ne trajtojmë inhomogjenetin në univers, cf. ((Harvnb | Buchert | 2007 }}.
  105. ^ Një hyrje e mirë është ((Harvnb | Linde | 1990)); për një shqyrtim më të fundit, shih ((Harvnb | Linde | 2005 }}.
  106. ^ Më saktësisht, këto janë të problemi i sheshtesisë, problemi i horizontit dhe problemi i monopoleve ; një hyrje pedagogjik mund të gjenden në ((Harvnb | Narlikar | 1993 | loc = sec. 6,4)), shih gjithashtu (= (Harvnb | Börner | 1993 | loc sec. Matjet 9,1 }}.
  107. ^ Shih = ((Harvnb | Spergel | Bean | dorë | Nolta | 2007 | loc sec. 5 & 6 }}.
  108. ^ Më konkretisht, funksion potencial që është vendimtare për përcaktimin e dinamikës te inflacionit është thjesht një postulat, por nuk rrjedh nga një teori me themele fizike.
  109. ^ Shihni ((Harvnb | Brandenberger | 2007 | loc = sec. 2 }}.
  110. ^ Shih ((Harvnb | Frauendiener | 2004)), ((Harvnb | Uolld | 1984 | loc =)) nenit 11.1, dhe ((Harvnb | Hawking | Ellis | 1973 | loc = seksionin 6,8 dhe 6,9))
  111. ^ P.sh. = ((Harvnb | Uolld | 1984 | loc sec. 9,2-9,4)) dhe (= (Harvnb | Hawking | Ellis | 1973 | loc ch. 6 .}}
  112. ^ Shih ((Harvnb | Thorne | 1972)); për një paraqitje të studimeve më të fundit numerike, shih ((Harvnb | Berger | 2002 | loc = sec. 2,1 }}.
  113. ^ Për shkak të evolucionit të këtij koncepti, shih Izrael 1987. Një përshkrim më i saktë matematik dallon disa lloje të horizonteve, sidomos horizontet kausale dhe horizontet e dukshme cf. = ((Harvnb | Hawking | Ellis | 1973 | loc pp. 312-320)) ose ((= Harvnb | Uolld | 1984 | loc sec. 12,2)); ka edhe përkufizime më intuitive për sisteme të izoluara që nuk kërkojnë njohuri të pozicioneve në hapësirë-kohën e pafundme, cf. ((Harvnb | Ashtekar | Krishnan | 2004 }}.
  114. ^ Për hapat e parë, cf. ((Harvnb | Izrael | 1971)); shih ((Harvnb | Hawking | Ellis | 1973 | loc = sec. 9,3)) ose ((= Harvnb | Heusler | 1996 | loc ch. 9 dhe 10)) për një rrjedhje, dhe ((Harvnb | Heusler | 1998)) si ((Harvnb | Beig | Chruściel | 2006)) si me rezultateve më të fundit.
  115. ^ ligjet e mekanikës së vrimave të zeza u përshkruan të parë në ((Harvnb | Bardeen | Hawking | 1973)); një paraqitje më pedagogjike mund të gjenden tek ((Harvnb | 1979)); për një shqyrtim më të fundit, shih kapitullin 2 të ((Harvnb | Uolld | 2001)). Një libër-prezantimi i plotë, duke përfshirë një hyrje tek matematika e nevojshme ((Harvnb | Poisson | 2004)). Për procesin e Penrose, shih ((Harvnb | Penrose | 1969 }}.
  116. ^ Shih ((Harvnb | Bekenstein | 1973)), ((Harvnb | Bekenstein | 1974 }}.
  117. ^ Fakti se vrimat e zeza rrezatojnë, në mënyrë kuantike , u hodh për herë të parë në ((Harvnb | Hawking | 1975)); një shikim më i plotë mund të gjendet në ((Harvnb | Uolld | 1975)). Një përmbledhje është dhënë në kapitullin 3 të ((Harvnb | Uolld | 2001 }}.
  118. ^ Cf. = ((Harvnb | Narlikar | 1993 | loc sec. 4.4.4 dhe 4.4.5 }}.
  119. ^ Horizonte: cf. = ((Harvnb | Rindler | 2001 | loc sec. 12,4)). Efekt Unruh: ((Harvnb | Unruh | 1976)), cf. ((Harvnb | Uolld | 2001 | loc = kapitullin 3 }}.
  120. ^ Shih ((Harvnb | Hawking | Ellis | 1973 | loc = nenin 8.1)), ((Harvnb | Uolld | 1984 | loc = nenin 9.1 }}.
  121. ^ Shih ((Harvnb | Townsend | 1997 | loc = kapitullin 2)); një trajtim më të gjerë të kësaj zgjidhje mund të gjendet në ((Harvnb | Chandrasekhar | 1983 | loc = kapitullin 3 }}.
  122. ^ Shih ((Harvnb | Townsend | 1997 | loc = kapitullin 4 )); për një trajtim më të gjerë, cf. ((Harvnb | Chandrasekhar | 1983 | loc = kapitullin 6 }}.
  123. ^ Shih ((Harvnb | Ellis | Pamjeje për Elst | 1999)); një vështrim më të afërt në veçanti vetë është marrë në ((Harvnb | Börner | 1993 | loc = sec. 1,2))
  124. ^ Gjerësisht kur ka një sipërfaqe të bllokuar , cf. ((Harvnb | Penrose | 1965 }}.
  125. ^ Shih ((Harvnb | Hawking | 1966 }}.
  126. ^ Konjektura u bë në ((Harvnb | Belinskii | Khalatnikov | Lifschitz | 1971)); për një shqyrtim më të fundit, shih ((Harvnb | Berger | 2002)). Një ekspozitë e arritshme është dhënë nga ((Harvnb | Garfinkle | 2007 }}.
  127. ^ Kufizimi në të ardhmen natyrisht singularitetet përjashtojnë singularitete fillestar si singulariteti i big bang, në të cilën koha në parim mund të jenë e dukshme për vëzhguesit në stadin e vonë kozmik. Supozim i censurës kozmike u paraqit për herë të parë në ((Harvnb | Penrose | 1969)); një tekst të nivelit të librit është dhënë llogari në ((Harvnb | Uolld | 1984 | loc = fq. 302-305)). Për rezultatet numerike, shih shqyrtimin ((Harvnb | Berger | 2002 | loc = sec. 2,1 }}.
  128. ^ Cf. = ((Harvnb | Hawking | Ellis | 1973 | loc sec. 7,1 }}.
  129. ^ (Për një hyrje pedagogjike, shih ((Harvnb | Misner | Thorne | Wheeler | 1973 (Harvnb | Arnowitt | Deser | Misner | 1962)); | loc = 21,4-§ § 21,7 }}.
  130. ^ ((Harvnb | Fourès-Bruhat | 1952)) dhe (për një hyrje pedagogjike, shih ((Harvnb | Uolld | 1984 (Harvnb | Bruhat | 1962)); | loc = ch. 10)); një rishikim online mund të gjenden në ((Harvnb | Reula | 1998 }}.
  131. ^ Shih ((Harvnb | Gourgoulhon | 2007)); për një shqyrtim të bazat e relativitetit numerike, duke përfshirë problemet që dalin nga veçantitë e ekuacionet e Einstein, shih ((Harvnb | Lehner | 2001 }}.
  132. ^ Cf. Misner, Thorne & Wheeler 1973, §20.4.
  133. ^ Arnowitt, Deser & Misner 1962.
  134. ^ Cf. Komar 1959; Për një përshkrim pedagogjik, shikoni Wald 1984, sec. 11.2; edhe pse e përcaktuar në një mënyre komplet tjetër, mund të tregohet që ajo është ekuivalente me masën ADM për një hapësirë-kohë stacionare, cf. Ashtekar & Magnon-Ashtekar 1979.
  135. ^ Një shikim i përgjithshëm i teorisë kuantike mund të gjendet në tekste standarde si Messiah 1999; Nje trajtim me elementar jepet tek Hey & Walters 2003.
  136. ^ Cf. Tekste si Ramond 1990, Weinberg 1995, ose Peskin & Schroeder 1995; një mbishikim më aksesibel mund të gjendet tek Auyang 1995.
  137. ^ Cf. Wald 1994 dhe Birrell & Davies 1984.
  138. ^ Për rrezatimin e Hawking Hawking 1975, Wald 1975; një hyrje e përshtatshme tek avullimi i vrimave të zeza mund të gjehet tek Traschen 2000.
  139. ^ Cf. Kapitulli 3 tek Wald 2001.
  140. ^ E vene në një mënyre të thjeshte lënda është burimi i kurbaturës së hapësirë kohës, dhe për shaka se lënda ka veti kuantike duhet të presim qe edhe hapësirë koha të këtë veti të tilla. Cf. seksioni 2 tek Carlip 2001.
  141. ^ E.g. p. 407ff. in Schutz 2003.
  142. ^ Një histori kohore si dhe një mbishikim i përgjithshëm mund të gjendet tek Rovelli 2000.
  143. ^ Shikoni Donoghue 1995.
  144. ^ Në veçanti, një teknike e njohur si rinormalizimi, formon një pjesë integrale për derivimin e parashikimeve kur marrim parasysh kontributet nga proceset e energjisë së lartë, cf. Kapitujt 17 dhe 18 tek Weinberg 1996, kjo dështon në këtë rast; cf. Goroff & Sagnotti 1985.
  145. ^ Cf. Maddox 1998, pp. 52–59 and 98–122; Penrose 2004, section 34.1 and chapter 30.
  146. ^ Cf. seksioni Graviteti kuantik, më lart.
  147. ^ Cf. seksioni relativiteti i përgjithshëm#Kozmologjia, më lart.
  148. ^ Shikoni Nieto 2006.
  149. ^ Shikoni Friedrich 2005.
  150. ^ Për një mbishikim të përgjithshëm mbi problemet që janë hasur shiko Lehner 2002.
  151. ^ Shikoni Bartusiak 2000 për një tregim të ngjarjeve deri në atë vit; lajme të tanishme mund të gjenden në websitët e projekteve bashkëpunuese të mëdha si GEO 600 dhe LIGO.
  152. ^ Për publikimet me të fundit në polarizimin e valëve gravitacionale të yjeve binare kompakt, shikoni Blanchet et al. 2008 dhe Arun et al. 2007; për një kritike të punës mbi yjet binare, shikoni Blanchet 2006 dhe Futamase & Itoh 2006; për një kritike të përgjithshme të testeve eksperimentale të relativitetit të përgjithshëm, shikoni Will 2006.
  153. ^ Një pikë e mirë fillestare për kërkimet e tanishme në relativitetin e përgjithshëm është gazeta elektronike Living Reviews in Relativity.

Referenca[redakto | redakto tekstin burimor]

Lidhje të jashtme[redakto | redakto tekstin burimor]

Wikibooks:Category
Wikibooks ka më shumë informacione për ketë temë:
{{{2}}}