Albert Einstein vyvinul svou teorii relativity v dokumentech publikovaných v letech 1905 a 1915. V roce 1914 se Gunnar Nordström pokusil sjednotit gravitaci a elektromagnetismus ve své teorii pětidimenzionální gravitace. V roce 1919 obecná relativita nahradila všechny ostatní gravitační modely, včetně Newtonových zákonů, když gravitační napětí kolem zatmění Slunce odpovídající Einsteinovým rovnicím pozoroval Arthur Eddington., Poté, německý matematik Theodor Kaluza prosazoval myšlenku obecné teorie relativity s pátým rozměrem, který v roce 1921 švédský fyzik Oskar Klein dal fyzikální výklad v prototypového teorie strun, možný model kvantové gravitace a teorie potenciálu na všechno.

Einsteinovy rovnice pole obsahují kosmologickou konstantu na účet pro údajné staticity vesmíru. Edwin Hubble však v roce 1929 poznamenal, že vesmír se zdá být rozšiřující., V roce 1930, Paul Dirac vyvinul hypotézu, že gravitace by měla pomalu a postupně snižovat v průběhu historie vesmíru. Alan Guth a Alexei Starobinsky navrhl v roce 1980, že kosmické inflace ve velmi raném vesmíru mohly být poháněn negativní tlak pole, koncept, později razil ‚temné energie’—našel v roce 2013 složil přibližně 68.3% z raného vesmíru.

v roce 1922 Jacobus Kapteyn navrhl existenci temné hmoty, neviditelné síly, která pohybuje hvězdy v galaxiích při vyšších rychlostech,než je gravitace sama o sobě., V roce 2013 bylo zjištěno, že tvoří 26,8% raného vesmíru. Spolu s temnou energií je temná hmota odlehčením v Einsteinově relativitě a vysvětlení jejích zjevných účinků je požadavkem úspěšné Teorie všeho.

V roce 1957, Hermann Bondi navrhl, že negativní gravitační hmotnost (v kombinaci se zápornou inerciální hmotnost) by se v souladu s silná ekvivalence, princip obecné relativity a newtonovy pohybové zákony. Bondiho důkaz přinesl řešení bez singularity pro rovnice relativity.,

Rané teorie gravitace pokusil vysvětlit planetární oběžné dráhy (Newton) a složitější dráhy (např. Lagrange). Pak přišly neúspěšné pokusy spojit gravitaci a buď vlnové nebo korpuskulární teorie gravitace. Celá krajina fyziky byla změněna s objevem lorentzových transformací, což vedlo k pokusům o její sladění s gravitací. Současně experimentální fyzici začali testovat základy gravitace a relativity – Lorentzova invariance, gravitační vychýlení světla, experiment Eötvös., Tyto úvahy vedly k vývoji obecné relativity a její minulosti.

Elektrostatické modely (1870-1900)Upravit

Na konci 19. století, mnozí se snažili kombinovat Newton je síla, zákon se stanovenými zákony elektrodynamiky, stejně jako Weber, Carl Friedrich Gauss, Bernhard Riemann a James Clerk Maxwell. Tyto modely byly použity k vysvětlení perihelionové precese rtuti. V roce 1890 se Lévy podařilo spojit zákony Webera a Riemanna, přičemž rychlost gravitace se ve své teorii rovná rychlosti světla., A v dalším pokusu, Paul Gerber (1898) se podařilo i v odvození správný vzorec pro posun Perihelu (který byl totožný se vzorcem později používán Einstein). Protože se však základní zákony Webera a dalších mýlily (například Weberův zákon byl nahrazen Maxwellovou teorií), byly tyto hypotézy odmítnuty. V roce 1900 se Hendrik Lorentz pokusil vysvětlit gravitaci na základě své teorie Lorentzova éteru a Maxwellových rovnic., Předpokládal, jako Ottaviano Fabrizio Mossotti a Johann Karl Friedrich Zöllner, že přitažlivost opačně nabité částice je silnější než odpor rovného nabité částice. Výsledná čistá síla je přesně to, co je známé jako univerzální gravitace, ve které je rychlost gravitace světla. Lorentz však spočítal, že hodnota perihelionu Merkuru byla příliš nízká.

Na konci 19. století Lord Kelvin uvažoval o možnosti Teorie všeho., Navrhl, aby každé tělo pulzovalo, což by mohlo být vysvětlením gravitace a elektrických nábojů. Jeho myšlenky však byly do značné míry mechanistické a vyžadovaly existenci éteru, který experiment Michelson–Morley nedokázal odhalit v roce 1887. To v kombinaci s Machovým principem vedlo k gravitačním modelům, které mají působení na dálku.,

Lorentz-invariantní modely (1905-1910)Upravit

Založené na principu relativity, Henri Poincaré (1905, 1906), Hermann Minkowski (1908), a Arnold Sommerfeld (1910) se pokusil modifikovat Newtonův teorie a vytvořit Lorentzova invariantní gravitační zákon, ve kterém je rychlost gravitace je, že světla. Stejně jako u Lorentzova modelu byla hodnota perihelionu Merkuru příliš nízká.,

Einstein (1905, 1908, 1912)Upravit

V roce 1905 Albert Einstein publikoval sérii článků, ve které založil speciální teorii relativity, a skutečnost, že hmotnost a energie jsou ekvivalentní. V roce 1907, v tom, co popsal jako „nejšťastnější myšlenku mého života“, si Einstein uvědomil, že někdo, kdo je ve volném pádu, nemá gravitační pole. Jinými slovy, gravitace je přesně ekvivalentní zrychlení.

Einsteinova dvoudílná publikace v roce 1912 (a předtím v roce 1908) je opravdu důležitá pouze z historických důvodů., Do té doby věděl o gravitačním redshiftu a vychýlení světla. Uvědomil si, že Lorentzovy transformace nejsou obecně použitelné, ale zachovaly si je. Teorie uvádí, že rychlost světla je ve volném prostoru konstantní, ale mění se v přítomnosti hmoty. Teorie se očekávala pouze tehdy, když je zdroj gravitačního pole stacionární., To zahrnuje princip nejmenší akce:

δ ∫ d τ = 0 {\displaystyle \delta \int d\tau =0\,} d τ 2 = − η μ ν d x m d x ν {\displaystyle {d\tau }^{2}=-\eta _{\mu \nu }\,dx^{\mu }\,dx^{\nu }\,}

Einstein a Grossmann zahrnuje Riemannova geometrie a tenzor kalkul.

δ ∫ d τ = 0 {\displaystyle \delta \int d\tau =0\,} d τ 2 = − g μ ν d x m d x ν {\displaystyle {d\tau }^{2}=-g_{\mu \nu }\,dx^{\mu }\,dx^{\nu }\,}

rovnic elektrodynamiky přesně odpovídat těm obecné teorie relativity., Rovnice

T μ ν = ρ d x μ d τ d x ν d τ {\displaystyle T^{\mu \nu }=\rho {dx^{\mu } \over d\tau }{dx^{\nu } \over d\tau }\,}

není v obecné relativitě. Vyjadřuje tenzor napětí a energie jako funkci hustoty hmoty.

Abraham (1912)Edit

zatímco se to dělo, Abraham vyvíjel alternativní model gravitace, ve kterém rychlost světla závisí na síle gravitačního pole a tak je proměnná téměř všude. Abrahamova recenze gravitačních modelů z roku 1914 je prý vynikající, ale jeho vlastní model byl špatný.,

Nordström (1912)Upravit

první přístup Nordström (1912) bylo zachovat Minkowského metrika a konstantní hodnota c {\displaystyle c\,}, ale hmotnost závisí na gravitační pole sílu, φ {\displaystyle \varphi \,} ., Umožňuje toto pole sílu uspokojit

◻ φ = ρ {\displaystyle \Box \varphi =\rho \,}

, kde ρ {\displaystyle \rho \,} je zbytek hmoty, energie a ◻ {\displaystyle \Box \,} je d’Alembertian,

m = m 0 exp ⁡ ( φ c 2 ) {\displaystyle m=m_{0}\exp \left({\frac {\varphi }{c^{2}}}\right)\,}

a

− ∂ φ ∂ x, μ = u, μ + u μ c 2 φ {\displaystyle -{\partial \varphi \over \partial x^{\mu }}={\dot {u}}_{\mu }+{u_{\mu } \over c^{2}{\dot {\varphi }}}\,}

, kde u {\displaystyle u\,} je čtyři-rychlost a tečka je diferenciální s ohledem na dobu.,

druhý přístup Nordström (1913) je připomínán jako první logicky konzistentní relativistické teorie pole gravitace někdy formulovány., (zápis z Pais není Nordström):

δ ∫ ψ d τ = 0 {\displaystyle \delta \int \psi \,d\tau =0\,} d τ 2 = − η μ ν d x m d x ν {\displaystyle {d\tau }^{2}=-\eta _{\mu \nu }\,dx^{\mu }\,dx^{\nu }\,}

, kde ψ {\displaystyle \psi \,} je skalární pole,

− ∂ T μ ν ∂ x ν = T 1 ψ ∂ ψ ∂ x μ {\displaystyle -{\partial T^{\mu \nu } \over \partial x^{\nu }}=T{1 \over \psi }{\partial \psi \over \partial x_{\mu }}\,}

Tato teorie je Lorentzova invariantní, splňuje zákony zachování, správně redukuje na Newtonovská limita a splňuje slabý princip rovnocennosti.,

Einstein a Fokker (1914) Edit

tato teorie je Einsteinova první léčba gravitace, při které je přísně dodržována obecná kovariance. Psaní:

δ ∫ d s = 0 {\displaystyle \delta \int ds=0\,} d s 2 = g μ ν d x m d x ν {\displaystyle {ds}^{2}=g_{\mu \nu }\,dx^{\mu }\,dx^{\nu }\,} g μ ν = ψ 2 η μ ν {\displaystyle g_{\mu \nu }=\psi ^{2}\eta _{\mu \nu }\,}

se vztahují Einstein–Grossmann, aby Nordström. Uvádějí také:

t R r. {\displaystyle T\, \ propto \, R\,.}

to znamená, že stopa tenzoru stresové energie je úměrná zakřivení prostoru.,

Mezi 1911 a 1915 Einstein rozvinul myšlenku, že gravitace je ekvivalentní zrychlení, původně uvedl jako princip ekvivalence, do jeho obecné teorie relativity, která spojuje tyto tři rozměry prostoru a jeden rozměr času do čtyřrozměrného časoprostoru. Nespojuje však gravitaci s kvantou-jednotlivými částicemi energie, které Einstein sám postuloval existenci v roce 1905.,

Obecné relativityEdit

V obecné relativitě, účinky gravitace jsou připisovány k zakřivení časoprostoru, místo toho, aby silou. Výchozím bodem pro obecnou relativitu je princip ekvivalence, který vyrovnává volný pád s inerciálním pohybem., Problém, který to vytváří, spočívá v tom, že volně padající objekty se mohou navzájem urychlit. Abychom se vypořádali s touto obtížností, Einstein navrhl, že časoprostor je zakřivený hmotou a že volně padající objekty se pohybují po lokálně rovných cestách v zakřiveném časoprostoru. Přesněji řečeno, Einstein a David Hilbert objevil oblasti rovnic obecné relativity, které se týkají přítomnosti hmoty a zakřivení časoprostoru. Tyto polní rovnice jsou množinou 10 simultánních, nelineárních, diferenciálních rovnic., Řešení polních rovnic jsou součástí metrického tenzoru časoprostoru, který popisuje jeho geometrii. Geodetické cesty časoprostoru se počítají z metrického tenzoru.

Pozoruhodné řešení Einsteinových polních rovnic patří:

• Schwarzschild řešení, které popisují prostoročas v okolí sféricky symetrické nerotující nenabité masivní objekt. U objektů s poloměry menšími než poloměr Schwarzschild vytváří toto řešení černou díru s centrální singularitou.,
• řešení Reissner–Nordström, ve kterém má centrální objekt elektrický náboj. Pro poplatky s geometrized délka méně než geometrized délka hmotnost objektu, toto řešení vytváří černé díry s horizontem událostí kolem Cauchyova horizontu.
• řešení Kerr pro otáčení masivních objektů. Toto řešení také vytváří černé díry s více horizonty.
• kosmologické řešení Robertson-Walker, které předpovídá expanzi vesmíru.,

Obecné teorie relativity se těší mnoho úspěchů, protože jeho předpovědi (není pro starší teorie gravitace) byly pravidelně potvrzen. Například:

• obecná relativita představuje anomální perihelion precese Merkuru.
• gravitační čočka byla poprvé potvrzena v roce 1919 a nedávno byla silně potvrzena použitím kvasaru, který prochází za sluncem, jak je vidět ze země.
• expanze vesmíru (předpovídaná metrikou Robertson–Walker) byla potvrzena Edwinem Hubblem v roce 1929.,
• předpověď, že čas běží pomaleji při nižších potenciálech, byla potvrzena experimentem Pound-Rebka, experimentem Hafele–Keating a GPS.
• časové zpoždění světla procházejícího blízko masivního objektu poprvé identifikoval Irwin Shapiro v roce 1964 v meziplanetárních kosmických signálech.
• gravitační záření bylo nepřímo potvrzeno studiem binárních pulsarů, jako je PSR 1913 + 16.,
  • V roce 2015, LIGO experimenty přímo zjištěna gravitační záření z dva srážející se černé díry, takže to první přímé pozorování obou gravitačních vln a černých děr.

předpokládá se, že neutronové hvězdy fúzí (od zjištěna v roce 2017) a černé díry formace může také vytvořit detekovatelné množství gravitačního záření.,

Quantum gravityEdit

několik desetiletí po objevu obecné relativity bylo zjištěno, že to nemůže být úplná teorie gravitace, protože je neslučitelná s kvantovou mechanikou. Později bylo pochopeno, že je možné popsat gravitaci v rámci teorie kvantového pole jako ostatní základní síly. V tomto rámci vzniká atraktivní gravitační síla v důsledku výměny virtuálních gravitonů, stejně jako elektromagnetická síla vzniká výměnou virtuálních fotonů., To reprodukuje obecnou relativitu v klasickém limitu, ale pouze na linearizované úrovni a postuluje, že platí podmínky pro použitelnost ehrenfestovy věty, což není vždy pravda. Navíc tento přístup selže na krátké vzdálenosti řádově délky Plancka.

teoretické modely, jako je teorie strun a smyčková kvantová gravitace, jsou současnými kandidáty na možnou „teorii všeho“.