Διαφορά μεταξύ των αναθεωρήσεων του «Γενική θεωρία της σχετικότητας»

καμία σύνοψη επεξεργασίας
(Διάσωση 1 πηγών και υποβολή 0 για αρχειοθέτηση.) #IABot (v2.0)
==Ιστορικά Στοιχεία==
 
Σύντομα μετά τη δημοσίευση της [[Ειδική Θεωρία Σχετικότητας|ειδικής θεωρίας της σχετικότητας]] το 1905, ο Αϊνστάιν προσπάθησε να βρει τρόπο για το πώς να συμπεριλάβει τη [[βαρύτητα]] στο νέο σχετικιστικό πλαίσιο του. Το 1907, ένα απλό [[νοητικό πείραμα]] που περιλάμβανε έναν παρατηρητή σε ελεύθερη πτώση, ήταν η απαρχή για την οκταετή έρευνά του πάνω στη σχετικιστική θεωρία της βαρύτητας. Μετά από μία πληθώρα λανθασμένων εκκινήσεων, η εργασία του κορυφώθηκε με την παρουσίαση των Πεδιακών Εξισώσεων του [[Άλμπερτ Αϊνστάιν|Αϊνστάιν]] στην [[Πρωσική Ακαδημία Επιστημών]] το Νοέμβριο του 1915. Οι εξισώσεις αυτές προσδιορίζουν τον τρόπο με τον οποίο η γεωμετρία του χώρου και του χρόνου επηρεάζεται από την ύπαρξη ύλης και ακτινοβολίας.<ref>{{Harvnb|Pais|1982|loc=ch. 9 to 15}}, {{Harvnb|Janssen|2005}}· μια ενημερωμένη συλλογή της τρέχουσας έρευνας, συμπεριλαμβανομένων ανάτυπων πολλών από τα πρωτότυπα άρθρα, είναι το {{Harvnb|Renn|2007}}· μια προσιτή επισκόπηση μπορεί να βρεθεί σε {{Harvnb|Renn|2005|pp=110ff}}. Ένα από τα πρώτα βασικό άρθρο είναι το {{Harvnb|Einstein|1907}}, cf. {{Harvnb|Pais|1982|loc=ch. 9}}. Η δημοσίευση που χαρακτηρίζει τις εξισώσεις πεδίου είναι η {{Harvnb|Einstein|1915}}, cf. {{Harvnb|Pais|1982|loc=ch. 11–15}}</ref>
 
Οι πεδιακές εξισώσεις του Αϊνστάιν είναι μη γραμμικές και πολύ δύσκολο να επιλυθούν. Ο Αϊνστάιν χρησιμοποίησε προσεγγιστικές μεθόδους στον υπολογισμό των αρχικών προβλέψεων της θεωρίας. Αλλά το 1916, ο αστροφυσικός [[Karl Schwarzschild]] βρήκε την πρώτη μη τετριμμένη ακριβή λύση των εξισώσεων του Αϊνστάιν, την επονομαζόμενη μετρική Schwarzschild. Η λύση αυτή έθεσε τα θεμέλια για την περιγραφή των τελικών σταδίων της βαρυτικής κατάρρευσης.Την ίδια χρονιά, έγιναν τα πρώτα βήματα προς τη γενίκευση της λύσης του Schwarzschild προς τα ηλεκτρικά φορτισμένα αντικείμενα,γεγονός που οδήγησε στην λύση Reissner–Nordström, η οποία τώρα είναι συνδεδεμένη με ηλεκτρικά φορτισμένες μαύρες τρύπες.<ref>{{Harvnb|Schwarzschild|1916a}}, {{Harvnb|Schwarzschild|1916b}} και {{Harvnb|Reissner|1916}} (αργότερα συμπληρώθηκε από το {{Harvnb|Nordström|1918}})</ref> Το 1917, ο Αϊνστάιν εφάρμοσε τη θεωρία του στο σύμπαν σαν ολότητα, ανοίγοντας το πεδίο της σχετικιστικής κοσμολογίας. Από τη σύγχρονη σκοπιά, θεώρησε ένα στατικό σύμπαν, εισάγοντας μία νέα παράμετρο στις αρχικές του πεδιακές εξισώσεις-την κοσμολογική σταθερά-για να αναπαράγει την "παρατήρηση" αυτή.<ref>{{Harvnb|Einstein|1917}}, cf. {{Harvnb|Pais|1982|loc=ch. 15e}}</ref> Μέχρι το 1929, παρ' όλα αυτά, η δουλεία του Hubble και άλλων είχαν αποδείξει ότι το σύμπαν μας επεκτείνεται. Αυτό περιγράφεται άμεσα από τις λύσεις του Friedmann, οι οποίες βρέθηκαν το 1922 και σε αυτές δεν εμφανίζεται η κοσμολογική σταθερά. Ο Lemaître χρησιμοποίησε τις εξισώσεις αυτές για να διατυπώσει την αρχική μορφή των μοντέλων της Μεγάλης Έκρηξης (Big Bang), σύμφωνα με τα οποία το σύμπαν εξελίχθηκε από μία ζεστή και πυκνή κατάσταση.<ref>Το πρωτότυπο άρθρο του Χαμπλ είναι {{Harvnb|Hubble|1929}}· μια προσιτή επισκόπηση δίνεται στο{{Harvnb|Singh|2004|loc=ch. 2–4}}</ref> Ο Αϊνστάιν αργότερα χαρακτήρισε την κοσμολογική σταθερά ως το μεγαλύτερο σφάλμα της ζωής του.<ref>Όπως αναφέρεται στο {{Harvnb|Gamow|1970}}. Η καταδίκη του Αϊνστάιν θα μπορούσε να αποδειχθεί πρόωρη βλ. [[#Κοσμολογία|Κοσμολογία]], παρακάτω.</ref>
 
Εκείνη την περίοδο, η γενική σχετικότητα ήταν από τις πιο περίεργες μεταξύ των υπολοίπων φυσικών θεωριών. Προφανώς, ήταν ανώτερη από τη Νευτώνεια βαρύτητα, συμφωνούσε με την ειδική σχετικότητα και ευθυνόταν για αρκετά φαινόμενα τα οποία η Νευτώνεια θεωρία αδυνατούσε να εξηγήσει. Ο ίδιος ο [[Άλμπερτ Αϊνστάιν|Αϊνστάιν]] έδειξε το 1915 πώς η θεωρία του εξηγούσε την ανώμαλη επιπρόσθετη προήγηση του περιηλίου του Ερμή χωρίς αυθαίρετες παραμέτρους("fudge factors").<ref>{{Harvnb|Pais|1982|pp=253–254}}</ref> Όμοια, το 1919 μία αποστολή με επικεφαλής τον [[Eddington]] επιβεβαίωσε την πρόβλεψη της γενικής σχετικότητας για την εκτροπή του αστρικού φωτός από τον Ήλιο κατά τη διάρκεια της ολικής έκλειψης του Ηλίου στις 29 Μαΐου το 1919,<ref>{{Harvnb|Kennefick|2005}}, {{Harvnb|Kennefick|2007}}</ref> κάνοντας τον Αϊνστάιν άμεσα διάσημο.<ref>{{Harvnb|Pais|1982|loc=ch. 16}}</ref> Ωστόσο, η θεωρία εντάχθηκε στο κύριο ρεύμα της θεωρητικής φυσικής και της αστροφυσικής μόνο με τις εξελίξεις μεταξύ του 1960 και του 1975, η οποία είναι τώρα γνωστή ως η χρυσή εποχή της γενικής σχετικότητας.<ref>{{Citation |title=The future of theoretical physics and cosmology: celebrating Stephen Hawking's 60th birthday |chapter=Warping spacetime |first1=Kip |last1=Thorne |publisher=Cambridge University Press |year=2003 |isbn=0-521-82081-2 |page=74 |url=http://books.google.com/books?id=yLy4b61rfPwC}}, [http://books.google.com/books?id=yLy4b61rfPwC&pg=PA74 Extract of page 74]</ref> Οι φυσικοί άρχισαν να κατανοούν την έννοια της μαύρης τρύπας, και να αναγνωρίζουν ως κβάζαρ σαν μία αστροφυσική έκφανση.<ref>{{Harvnb|Israel|1987|loc=ch. 7.8–7.10}}, {{Harvnb|Thorne|1994|loc=ch. 3–9}}</ref> Ακόμη πιο ακριβείς ηλιακές δοκιμές επιβεβαίωσαν την προβλεπτική ικανότητα της θεωρίας, και πλέον η σχετικιστική κοσμολογία επιδεχόταν άμεσες παρατηρησιακές δοκιμές.<ref>Ενότητα [[#Κοσμολογία|Κοσμολογία]] και οι εκεί παραπομπές. Η ιστορική ανάπτυξη στο {{Harvnb|Overbye|1999}}</ref>
 
==Από την κλασική μηχανική στη γενική σχετικότητα==
Όσο ενδιαφέρουσα από γεωμετρική σκοπιά μπορεί να είναι η νευτώνεια βαρύτητα, η βάση της η κλασική μηχανική, είναι απλώς μια περιοριστική περίπτωση της (ειδικής) σχετικιστικής μηχανικής ([[παράδοξο του Μπέντλεϊ]]). Στη γλώσσα της συμμετρίας: εκεί όπου η βαρύτητα μπορεί να αγνοηθεί, φυσική είναι περισσότερο η αναλλοίωτη του Lorentz στην ειδική σχετικότητα παρά η αναλλοίωτη του Γαλιλαίου στην κλασική μηχανική. Οι διαφορές μεταξύ των δύο γίνονται σημαντικές όταν ασχολούμαστε με ταχύτητες που προσεγγίζουν την ταχύτητα του φωτός, και με φαινόμενα υψηλής ενέργειας.
 
Με τη συμμετρία του [[Lorentz]], επιπλέον δομές μπαίνουν στο παιχνίδι. Προσδιορίζονται από το σύνολο των κώνων φωτός (βλέπε εικόνα στα αριστερά). Οι κώνοι φωτός ορίζουν ένα causal structure: για κάθε ενδεχόμενο A, υπάρχει ένα σύνολο ενδεχομένων τα οποία μπορούν είτε να επηρεάσουν είτε να επηρεαστούν από το Α μέσω σημάτων είτε αλληλεπιδράσεων τα οποία δε χρειάζεται να ταξιδέψουν με ταχύτητα μεγαλύτερη από αυτή του φωτός. (όπως το ενδεχόμενο Β στην εικόνα), και ένα σύνολο ενδεχομένων για τα οποία μια τέτοια επίδραση είναι αδύνατη (όπως το ενδεχόμενο C στην εικόνα). Τα σύνολα αυτά είναι ανεξάρτητα από τον παρατηρητή.<ref>{{cite book|last=Rindler|first=Wolfgang|title=Introduction to special relativity|year=1996|publisher=Clarendon Press|location=Oxford [u.a.]|isbn=0-19-853952-5|pages=Κεφ. 22|edition=2. ed., reprinted.}}</ref><ref>{{cite book|last=Synge|first=J. L.|title=Relativity : the special theory|year=1979|publisher=North-Holland Publ. Co.|location=Amsterdam [u.a.]|isbn=0-7204-0064-3|pages=Κεφ. 1 και 2|edition=2. ed., 4. print}}</ref> Σε συνδυασμό με το ίχνος στον 4-διάστατο χωροχρόνο της ελεύθερης πτώσης σωματιδίων, οι κώνοι φωτός μπορούν να χρησιμοποιηθούν για την ανακατασκευή της ημι-Ριμάννιας μετρικής του χωροχρόνου, σε τουλάχιστον πάνω έναν θετικό παράγοντα κοσμικής κλίμακας. Με μαθηματικούς όρους, αυτό καθορίζει μια σύμμορφη δομή.<ref>{{cite book|last=Israel|first=ed. by Werner|title=Relativity, astrophysics and cosmology : proceedings of the summer school held, 14-26 August, 1972 at the Banff Centre, Banff, Alberta|year=1973|publisher=Reidel|location=Dordrecht [u.a.]|isbn=90-277-0369-8|pages=Τμήμα 2.2}}</ref>
 
Η ειδική σχετικότητα ορίζεται σε απουσία βαρύτητας, οπότε για πρακτικές εφαρμογές, είναι κατάλληλο μοντέλο σε περιπτώσεις όπου η βαρύτητα μπορεί να αγνοηθεί. Επαναφέροντας τη βαρύτητα στο παιχνίδι, και υποθέτοντας την καθολικότητα της ελεύθερης πτώσης, μία ανάλογη αιτιολογία όπως και στην προηγούμενη ενότητα ισχύει: δεν υπάρχουν παγκόσμια αδρανειακά συστήματα. Αντ' αυτού υπάρχουν κατά προσέγγιση αδρανειακά συστήματα τα οποία κινούνται παράλληλα με σωματίδια τα οποία εκτελούν ελεύθερη πτώση. Στη γλώσσα του χωροχρόνου: οι χρονικές ευθείες που ορίζουν τα αδρανειακά συστήματα στα οποία δεν υπάρχει βαρύτητα μετατρέπονται σε γραμμές οι οποίες είναι καμπυλωμένες η μία προς την άλλη, γεγονός που υποδηλώνει ότι η συμπερίληψη της βαρύτητας απαιτεί μια αλλαγή στη γεωμετρία του χωροχρόνου.<ref>{{cite book|last=Israel|first=ed. by Werner|title=Relativity, astrophysics and cosmology : proceedings of the summer school held, 14-26 August, 1972 at the Banff Centre, Banff, Alberta|year=1973|publisher=Reidel|location=Dordrecht [u.a.]|isbn=90-277-0369-8|pages=Τμήμα 1.4}}</ref><ref>{{cite book|last=Schutz|first=Bernard F.|title=A first course in general relativity|year=1986|publisher=Cambridge University Press|location=Cambridge [Cambridgeshire]|isbn=0-521-27703-5|pages=Τμήμα 5.1|edition=Reprinted.}}</ref>
130

επεξεργασίες