Gravitace

Gravitace ( přitahování , univerzální gravitace , gravitace ) (z lat. gravitas  - „gravitace“) je univerzální základní interakce mezi hmotnými tělesy, která mají hmotnost . V aproximaci malých rychlostí ve srovnání s rychlostí světla a slabé gravitační interakce ji popisuje Newtonova teorie gravitace , v obecném případě ji popisuje Einsteinova obecná teorie relativity . V kvantovém limitu je gravitační interakce údajně popsána kvantovou teorií gravitace , která ještě nebyla vyvinuta.

Gravitace hraje nesmírně důležitou roli ve struktuře a vývoji Vesmíru (stanovuje vztah mezi hustotou Vesmíru a rychlostí jeho rozpínání) [1] , definuje klíčové podmínky pro rovnováhu a stabilitu astronomických systémů [2]. . Bez gravitace by ve vesmíru nebyly planety, hvězdy, galaxie ani černé díry [3] . Gravitační kontrakce je hlavním zdrojem energie v pozdějších fázích vývoje hvězd (bílí trpaslíci, neutronové hvězdy, černé díry). [čtyři]

Podle obecné teorie relativity je gravitační interakce invariantní pod C-symetrií , P-symetrií a T-symetrií [5]

Gravitační přitažlivost

V rámci klasické mechaniky je gravitační přitažlivost popsána Newtonovým zákonem univerzální gravitace , který říká, že gravitační přitažlivost mezi dvěma hmotnými body a , oddělenými vzdáleností , je úměrná oběma hmotnostem a nepřímo úměrná druhé mocnině vzdálenost:

Zde  je gravitační konstanta , která se rovná asi 6,67⋅10 −11 m³/(kg s²) [6] [7] . Tento zákon je splněn při aproximaci při nízkých rychlostech ve srovnání s rychlostí světla a slabé gravitační interakci (pokud je pro studovaný objekt, který se nachází ve vzdálenosti od hmotného tělesa , hodnota [8] ). Obecně platí, že gravitace je popsána Einsteinovou obecnou teorií relativity .

Zákon univerzální gravitace je jednou z aplikací zákona inverzního čtverce , který se také vyskytuje při studiu záření (například světelného tlaku ) a je přímým důsledkem kvadratického nárůstu v oblasti koule s rostoucím poloměrem, což vede ke kvadratickému snížení příspěvku jakékoli jednotky plochy k ploše celé koule.

Gravitační pole, stejně jako gravitační pole , je potenciálně . To znamená, že působení přitažlivé síly nezávisí na typu trajektorie, ale pouze na počátečním a koncovém bodě . Ekvivalentně: je možné zavést potenciální energii gravitační přitažlivosti dvojice těles a tato energie se po pohybu těles po uzavřeném obrysu nezmění. Potenciál gravitačního pole s sebou nese zákon zachování součtu kinetické a potenciální energie a při studiu pohybu těles v gravitačním poli často značně zjednodušuje řešení. V rámci newtonovské mechaniky je gravitační interakce dalekosáhlá . To znamená, že bez ohledu na to, jak se masivní těleso pohybuje, v jakémkoli bodě prostoru závisí gravitační potenciál pouze na poloze tělesa v daném čase.

Velké vesmírné objekty – planety, hvězdy a galaxie – mají obrovskou hmotnost, a proto vytvářejí významná gravitační pole.

Gravitace je nejslabší síla. Protože však působí na všechny vzdálenosti a všechny hmoty jsou kladné, je to přesto velmi důležité dění ve vesmíru. Zejména elektromagnetická interakce mezi tělesy v kosmickém měřítku je malá, protože celkový elektrický náboj těchto těles je nulový (látka jako celek je elektricky neutrální).

Také gravitace, na rozdíl od jiných interakcí, je univerzální ve svém působení na veškerou hmotu a energii. Nebyly nalezeny žádné objekty, které by neměly vůbec žádnou gravitační interakci.

Gravitace je díky své globální povaze zodpovědná za tak rozsáhlé efekty, jako je struktura galaxií, černých děr a rozpínání vesmíru, a za elementární astronomické jevy – oběžné dráhy planet, a za jednoduché přitahování k zemskému povrchu a padající těla.

Gravitace byla první interakce popsaná matematickou teorií. Aristoteles (4. století př. n. l.) věřil, že předměty s různou hmotností padají různou rychlostí. A teprve mnohem později (1589) Galileo Galilei experimentálně určil, že tomu tak není - pokud se odstraní odpor vzduchu, všechna tělesa se zrychlí stejně. Gravitační zákon Isaaca Newtona (1687) byl dobrým popisem obecného chování gravitace. V roce 1915 vytvořil Albert Einstein obecnou relativitu , popisující gravitaci přesněji z hlediska geometrie časoprostoru.

Nebeská mechanika a některé její úkoly

Obor mechaniky , který studuje pohyb těles v prázdném prostoru pouze vlivem gravitace, se nazývá nebeská mechanika .

Nejjednodušším úkolem nebeské mechaniky je gravitační interakce dvou bodových nebo kulových těles v prázdném prostoru. Tento problém je v rámci klasické mechaniky řešen analyticky v uzavřené formě; výsledek jeho řešení je často formulován ve formě tří Keplerovych zákonů .

S rostoucím počtem interagujících těles se problém stává mnohem komplikovanějším. Takže již slavný problém tří těles (tedy pohyb tří těles s nenulovou hmotností) nelze analyticky řešit v obecné podobě. Při numerickém řešení však nestabilita řešení vzhledem k počátečním podmínkám nastává poměrně rychle. Při aplikaci na sluneční soustavu tato nestabilita znemožňuje přesně předpovídat pohyb planet na měřítkách přesahujících sto milionů let.

V některých speciálních případech je možné najít přibližné řešení. Nejdůležitější je případ, kdy je hmotnost jednoho tělesa výrazně větší než hmotnost těles ostatních (příklady: Sluneční soustava a dynamika Saturnových prstenců ). V tomto případě v první aproximaci můžeme předpokládat, že lehká tělesa spolu neinteragují a pohybují se po keplerovských trajektoriích kolem masivního tělesa. Interakce mezi nimi mohou být brány v úvahu v rámci teorie poruch a zprůměrovány v čase. V tomto případě mohou vznikat netriviální jevy, jako jsou rezonance , atraktory , náhodnost atd. Dobrým příkladem takových jevů je složitá struktura Saturnových prstenců.

Přes pokusy přesně popsat chování soustavy velkého počtu přitahujících se těles přibližně stejné hmotnosti se to vzhledem k fenoménu dynamického chaosu nepodaří .

Silná gravitační pole

V silných gravitačních polích (stejně jako při pohybu v gravitačním poli s relativistickými rychlostmi ) se začínají projevovat účinky obecné relativity (GR):

Gravitační záření

Jednou z důležitých předpovědí obecné teorie relativity je gravitační záření , jehož přítomnost potvrdila přímá pozorování v roce 2015 [9] . Ještě dříve však existovaly závažné nepřímé důkazy ve prospěch jeho existence, konkrétně: energetické ztráty v blízkých binárních systémech obsahujících kompaktní gravitující objekty (jako jsou neutronové hvězdy nebo černé díry ), zejména objevené v roce 1979 ve slavném systému PSR B1913 + 16 (Hulse-Taylor pulsar) jsou v dobré shodě s obecným modelem relativity, ve kterém je tato energie unášena právě gravitačním zářením [10] .

Gravitační záření mohou generovat pouze systémy s proměnlivými kvadrupólovými nebo vyššími multipólovými momenty , tato skutečnost naznačuje, že gravitační záření většiny přírodních zdrojů je směrové, což výrazně komplikuje jeho detekci. Výkon zdroje gravitačního pole je úměrný tomu, zda je multipól elektrického typu a  je-li multipól magnetického typu [11] , kde  je charakteristická rychlost zdrojů v vyzařovací soustavě a  je rychlost světla ve vakuu. Dominantním momentem tedy bude kvadrupólový moment elektrického typu a výkon odpovídajícího záření se rovná:

kde  je tenzor kvadrupólového momentu rozložení hmoty vyzařující soustavy. Konstanta (1/W) umožňuje odhadnout řádovou velikost výkonu záření.

Počínaje rokem 1969 ( Weberovy experimenty ) se budují gravitační detektory záření. V USA, Evropě a Japonsku je v současné době několik aktivních pozemních detektorů ( LIGO , VIRGO , TAMA , GEO 600 ) a také projekt kosmického gravitačního detektoru LISA (Laser Interferometer Space Antenna ). Pozemní detektor v Rusku je vyvíjen ve Vědeckém centru pro výzkum gravitačních vln " Dulkyn " [12] Republiky Tatarstán .

Jemné účinky gravitace

Obecná teorie relativity kromě klasických efektů gravitační přitažlivosti a dilatace času předpovídá existenci dalších projevů gravitace, které jsou v pozemských podmínkách velmi slabé a proto je jejich detekce a experimentální ověření velmi obtížné. Donedávna se zdálo, že překonání těchto obtíží přesahuje možnosti experimentátorů.

Mezi ně lze jmenovat zejména strhávání inerciálních vztažných systémů (nebo Lense-Thirringův efekt) a gravitomagnetické pole . V roce 2005 provedla gravitační sonda B NASA experiment s bezprecedentní přesností, aby změřila tyto účinky v blízkosti Země . Zpracování získaných dat probíhalo do května 2011 a potvrdilo existenci a velikost vlivů geodetické precese a odporu inerciálních vztažných soustav, i když s přesností o něco menší, než se původně předpokládalo.

Po intenzivní práci na analýze a extrakci šumu měření byly konečné výsledky mise oznámeny na tiskové konferenci na NASA-TV dne 4. května 2011 a zveřejněny ve Physical Review Letters [13] . Naměřená hodnota geodetické precese byla −6601,8±18,3 ms /rok a účinek odporu −37,2±7,2 ms / rok (srovnejte s teoretickými hodnotami −6606,1 ms /rok a −39,2 ms/rok ) .

Klasické teorie gravitace

Vzhledem k tomu, že kvantové účinky gravitace jsou extrémně malé i za těch nejextrémnějších a nejpozorovatelnějších podmínek, stále neexistují žádná jejich spolehlivá pozorování. Teoretické odhady ukazují, že v drtivé většině případů se lze omezit na klasický popis gravitační interakce.

Existuje moderní kanonická [14] klasická teorie gravitace — obecná teorie relativity a spousta hypotéz a teorií, které ji s různým stupněm vývoje upřesňují a vzájemně si konkurují. Všechny tyto teorie poskytují velmi podobné předpovědi v rámci aproximace, ve které se v současnosti provádějí experimentální testy. Následují některé z hlavních, nejlépe rozvinutých nebo známých teorií gravitace.

Obecná teorie relativity

Ve standardním přístupu obecné teorie relativity (GR) je gravitace zpočátku považována nikoli za silovou interakci, ale za projev zakřivení časoprostoru. V obecné relativitě je tedy gravitace interpretována jako geometrický efekt a časoprostor je uvažován v rámci neeuklidovské riemannovské (přesněji pseudoriemannovské) geometrie . Gravitační pole (zobecnění newtonského gravitačního potenciálu), někdy také nazývané gravitační pole, se obecně teorie relativity ztotožňuje s tensorovým metrickým polem - metrikou čtyřrozměrného časoprostoru a intenzitou gravitačního pole  - s afinní spojení časoprostoru , určené metrikou.

Standardním úkolem obecné teorie relativity je určit složky metrického tenzoru, které společně určují geometrické vlastnosti časoprostoru, ze známého rozložení zdrojů energie-hybnosti v uvažovaném čtyřrozměrném souřadnicovém systému. Znalost metriky zase umožňuje vypočítat pohyb testovacích částic, což je ekvivalentní znalostem vlastností gravitačního pole v daném systému. V souvislosti s tenzorovou povahou rovnic GR, stejně jako se standardním fundamentálním odůvodněním pro její formulaci, se má za to, že gravitace má také tenzorový charakter. Jedním z důsledků je, že gravitační záření musí být minimálně kvadrupólového řádu.

Je známo, že v obecné relativitě existují potíže kvůli neměnnosti energie gravitačního pole, protože tato energie není popsána tenzorem a lze ji teoreticky určit různými způsoby. V klasické obecné teorii relativity také vyvstává problém popisu interakce spin-orbita (protože rotace prodlouženého objektu také nemá jednoznačnou definici). Předpokládá se, že existují určité problémy s jedinečností výsledků a zdůvodněním konzistence (problém gravitačních singularit ).

Experimentálně obecná teorie relativity však byla potvrzena až donedávna ( 2012 ). Kromě toho mnoho alternativních k einsteinovským, ale pro moderní fyziku standardních přístupů k formulaci teorie gravitace vede k výsledku, který se shoduje s obecnou relativitou v nízkoenergetické aproximaci, která je jediná nyní dostupná pro experimentální ověření.

Einstein-Cartanova teorie

Einstein-Cartanova (EC) teorie byla vyvinuta jako rozšíření obecné teorie relativity, interně zahrnující popis vlivu na časoprostor, kromě energie-hybnosti i rotace objektů [15] . V EC teorii je zavedena afinní torze a místo pseudo-Riemannovské geometrie pro časoprostor se používá Riemann-Cartanova geometrie . V důsledku toho přecházejí od metrické teorie k afinní teorii časoprostoru. Výsledné rovnice pro popis časoprostoru spadají do dvou tříd: jedna z nich je podobná obecné relativitě s tím rozdílem, že tenzor křivosti zahrnuje složky s afinní torzí; druhá třída rovnic definuje vztah mezi torzním tenzorem a spinovým tenzorem hmoty a záření.
Výsledné korekce obecné teorie relativity jsou v podmínkách moderního vesmíru tak malé, že ještě nejsou viditelné ani hypotetické způsoby jejich měření.

Teorie Brans-Dickeho

Ve skalárně-tenzorových teoriích, z nichž nejznámější je Brans-Dicke (nebo Jordan-Brans-Dicke) teorie, je gravitační pole jako efektivní časoprostorová metrika určeno vlivem nejen tenzoru energie-hybnosti hmota, jako v obecné teorii relativity, ale také další gravitační skalární pole. Za zdroj skalárního pole je považován složený tenzor energie-hybnosti hmoty. Proto jsou teorie skalárního tenzoru jako GR a RTG (Relativistic Theory of Gravity) metrické teorie, které vysvětlují gravitaci pouze pomocí geometrie časoprostoru a jejích metrických vlastností. Přítomnost skalárního pole vede ke dvěma skupinám rovnic pro složky gravitačního pole: jedna pro metriku a druhá pro skalární pole. Brans-Dickeho teorie, díky přítomnosti skalárního pole, může být také považována za působící v pětirozměrné rozmanitosti sestávající z časoprostoru a skalárního pole [16] .

K podobnému rozdělení rovnic do dvou tříd dochází také v RTG, kde je zavedena druhá tenzorová rovnice pro zohlednění souvislosti mezi neeuklidovským prostorem a Minkowského prostorem [17] . Díky přítomnosti bezrozměrného parametru v Jordan-Brance-Dickeho teorii je možné jej zvolit tak, aby se výsledky teorie shodovaly s výsledky gravitačních experimentů. Zároveň s tím, jak se parametr blíží k nekonečnu, se předpovědi teorie stále více přibližují obecné relativitě, takže Jordan-Brance-Dickeho teorii není možné vyvrátit žádným experimentem potvrzujícím obecnou teorii relativity.

Kvantová teorie gravitace

Navzdory více než půlstoletí pokusů je gravitace jedinou základní interakcí, pro kterou dosud nebyla vytvořena obecně uznávaná konzistentní kvantová teorie . Při nízkých energiích, v duchu kvantové teorie pole , může být gravitační interakce reprezentována jako výměna gravitonů  - kalibračních bosonů se spinem 2. Výsledná teorie však není renormalizovatelná , a proto je považována za neuspokojivou.

V posledních desetiletích bylo vyvinuto několik slibných přístupů k řešení problému kvantování gravitace: teorie strun , smyčková kvantová gravitace a další.

Teorie strun

V něm se místo částic a pozadí časoprostoru objevují struny a jejich vícerozměrné protějšky, brane . Pro vysokorozměrné problémy jsou brány vysokorozměrné částice, ale z pohledu částic pohybujících se uvnitř těchto bran jsou to časoprostorové struktury. Variantou teorie strun je M-teorie .

Smyčka kvantové gravitace

Pokouší se formulovat kvantovou teorii pole bez odkazu na časoprostorové pozadí, prostor a čas se podle této teorie skládají z diskrétních částí. Tyto malé kvantové buňky prostoru jsou mezi sebou určitým způsobem propojeny, takže na malých měřítcích času a délky vytvářejí barevnou, diskrétní strukturu prostoru a na velkých měřítcích plynule přecházejí v souvislý hladký časoprostor. Ačkoli mnoho kosmologických modelů může popsat chování vesmíru pouze z Planckovy doby po Velkém třesku , smyčková kvantová gravitace může popsat samotný proces exploze a dokonce může vypadat dříve. Smyčková kvantová gravitace umožňuje popsat všechny standardní modelové částice bez nutnosti zavedení Higgsova bosonu k vysvětlení jejich hmotností .

Kauzální dynamická triangulace

Kauzální dynamická triangulace  - časoprostorová varieta v ní je postavena z elementárních euklidovských zjednodušení ( trojúhelník , čtyřstěn , pentachora ) dimenzí Planckova řádu s přihlédnutím k principu kauzality . Čtyřrozměrnost a pseudoeuklidovský časoprostor v makroskopickém měřítku v něm nejsou postulovány, ale jsou důsledkem teorie.

Gravitace v mikrokosmu

Gravitace v mikrokosmu při nízkých energiích elementárních částic je o mnoho řádů slabší než jiné základní interakce. Poměr síly gravitační interakce dvou protonů v klidu k síle elektrostatické interakce je tedy roven .

Pro srovnání zákona univerzální gravitace s Coulombovým zákonem se veličina nazývá gravitační náboj. Na základě principu ekvivalence hmotnosti a energie je gravitační náboj roven . Gravitační interakce se rovná síle elektromagnetické, když se gravitační náboj rovná elektrickému , tedy při energiích GeV , které jsou na urychlovačích elementárních částic stále nedosažitelné. [18] [19]

Předpokládá se, že gravitační interakce byla v prvních  sekundách po velkém třesku stejně silná jako ostatní interakce [20] .

Poznámky

  1. ↑ Weinberg S. První tři minuty. — M.: Energoizdat, 1981. — S. 135.
  2. ↑ Narlikar J. Zuřivý vesmír. - M .: Mir, 1985. - S. 25. - Náklad 100 000 výtisků.
  3. ↑ Narlikar J. Gravitace bez vzorců. - M .: Mir, 1985. - S. 144. - Náklad 50 000 výtisků.
  4. ↑ Sivukhin D.V. Obecný kurz fyziky. Mechanika. - M., Nauka, 1979. - Náklad 50 000 výtisků. - S. 311.
  5. ↑ V. Pauli Porušení zrcadlové symetrie v zákonech atomové fyziky // Teoretická fyzika 20. století. Na památku Wolfganga Pauliho. - M., IL, 1962. - str. 383
  6. ↑ Vylepšené stanovení G pomocí dvou metod // Phys. Rev. Lett. 111, 101102 (2013), DOI:10.1103/PhysRevLett.111.101102
  7. ↑ G. Rosi, F. Sorrentino, L. Cacciapuoti, M. Prevedelli, G. M. Tino. Přesné měření Newtonovy gravitační konstanty pomocí studených atomů . Příroda (18. června 2014).
  8. ↑ Narlikar J. Zuřivý vesmír. - M .: Mir, 1985. - S. 70. - Náklad 100 000 výtisků.
  9. ↑ LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration, B. P. Abbott, R. Abbott, T. D. Abbott, M. R. Abernathy. Pozorování gravitačních vln z binárního sloučení černých děr  // Physical Review Letters. — 2016-02-11. - T. 116 , č.p. 6 . - S. 061102 . - doi : 10.1103/PhysRevLett.116.061102 .
  10. ↑ Narlikar J. Gravitace bez vzorců. - M .: Mir, 1985. - S. 87. - Náklad 50 000 výtisků.
  11. ↑ Viz článek gravitomagnetismus pro analogii mezi slabým gravitačním polem a elektromagnetickým polem .
  12. ↑ Vědecké centrum pro výzkum gravitačních vln "Dulkyn" Archivní kopie z 25. září 2006 na Wayback Machine
  13. ↑ CWF Everitt a kol . Gravitační sonda B: Konečné výsledky vesmírného experimentu k testování obecné teorie relativity , Physical Review Letters  (1. května 2011). Staženo 6. května 2011.
  14. ↑ Tato teorie je kanonická v tom smyslu, že je nejrozvinutější a nejrozšířenější v moderní nebeské mechanice , astrofyzice a kosmologii a počet spolehlivě zjištěných experimentálních výsledků, které jí odporují, je téměř nulový.
  15. ↑ Ivanenko D. D. , Pronin P. I., Sardanashvili G. A. Měřicí teorie gravitace. — M.: Ed. Moskevská státní univerzita, 1985.
  16. ↑ Brans, CH; Dicke, RH (1. listopadu 1961). „Machův princip a relativistická teorie gravitace“. Physical Review 124(3): 925-935. DOI:10.1103/PhysRev.124.925. Získáno dne 23.09.2006.
  17. ↑ Z ortodoxního hlediska je tato rovnice souřadnicovou podmínkou.
  18. ↑ Yavorsky B. M., Detlaf A. A., Lebedev A. K. Příručka fyziky pro inženýry a studenty vysokých škol. - M .: Oniks, 2007. - S. 948. - ISBN 978-5-488-01248-6  - Náklad 5100 výtisků.
  19. ↑ Narlikar J. Gravitace bez vzorců. - M .: Mir, 1985. - S. 145. - Náklad 50 000 výtisků.
  20. ↑ Weinberg S. První tři minuty. — M.: Energoizdat, 1981. — S. 136.

Literatura

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie
 Základní interakce