Albert Einstein kehitti suhteellisuusteorian lehdissä on julkaistu vuonna 1905 ja 1915. Gunnar Nordström pyrki vuonna 1914 yhdistämään painovoiman ja sähkömagnetismin viisiulotteisen gravitaation teoriassaan. Vuonna 1919, yleinen suhteellisuusteoria korvasi kaikki muut painovoiman malleja, kuten Newtonin lait, kun painovoiman lensing noin auringonpimennys matching Einsteinin yhtälöt havaittiin Arthur Eddington., Sen jälkeen, saksalainen matemaatikko Theodor Kaluza edistänyt ajatusta yleisen suhteellisuusteorian kanssa viides ulottuvuus, joka vuonna 1921 ruotsalainen fyysikko Oskar Klein antoi fyysinen tulkinta on perinteinen merkkijono teoria, mahdollinen malli quantum gravity ja mahdollinen kaiken teoria.

Einstein ’ s-alan yhtälöitä ovat kosmologisen vakion huomioon väitetyn staticity maailmankaikkeuden. Edwin Hubble kuitenkin totesi vuonna 1929, että maailmankaikkeus näyttää laajenevan., 1930-luvulle tultaessa Paul Dirac kehitti hypoteesin, jonka mukaan gravitaation tulisi hiljalleen ja tasaisesti vähentyä maailmankaikkeuden historian kuluessa. Alan Guth ja Aleksei Starobinsky ehdotti vuonna 1980, että kosminen inflaatio hyvin varhainen maailmankaikkeus on voinut ohjaa alipaineen kentän, käsite, joka myöhemmin loi ’pimeä energia’—löytyi vuonna 2013 on säveltänyt noin 68,3 prosenttia varhaisen maailmankaikkeuden.

Vuonna 1922, Jacobus Kapteyn ehdotettu olemassaolosta pimeää ainetta, näkymätön voima, joka liikkuu tähtien galakseja suuremmilla nopeuksilla kuin painovoima yksinään., Vuonna 2013 sen todettiin käsittävän 26,8% varhaisesta maailmankaikkeudesta. Yhdessä pimeää energiaa, pimeää ainetta on poikkeava vuonna Einsteinin suhteellisuusteoria, ja selitys sen näennäinen vaikutuksia on edellytys onnistuneen kaiken teoria.

Vuonna 1957, Hermann Bondi ehdotti, että negatiivinen gravitaatio massa (yhdistetty negatiivinen inertia-massa) olisi noudatettava vahva vastaavuuden periaate yleisen suhteellisuusteorian ja Newtonin lait liikkeen. Bondin todistus tuotti singulariteettivapaita ratkaisuja suhteellisuusteorian yhtälöihin.,

Varhainen teorioita painovoiman yritti selittää planeettojen kiertoradat (Newton) ja monimutkaisempi radat (esim. Lagrange). Sitten tuli epäonnistuneita yrityksiä yhdistää painovoiman ja joko aalto tai solususpension teorian painovoiman. Koko fysiikan maisema muuttui Lorentzin muunnosten löydyttyä, ja tämä johti yrityksiin sovittaa se painovoimaan. Samaan aikaan, kokeelliset fyysikot alkoi testaus perustan painovoima ja suhteellisuusteoria – Lorentz-invarianssin, painovoiman taipuma valon, Eötvös kokeilla., Nämä seikat johtivat yleisen suhteellisuusteorian kehittymiseen ja ohittivat sen.

Sähköstaattinen mallit (1870-1900)Muokkaa

lopussa 19th century, monet yritti yhdistää Newtonin voima lain säätäneet lakeja electrodynamics, kuten Weber, Carl Friedrich Gauss, Bernhard Riemann ja James Clerk Maxwell. Näitä malleja käytettiin selittämään elohopean perihelion Prekessio. Vuonna 1890 Lévy onnistui siinä yhdistämällä Weberin ja Riemannin lait, jolloin painovoiman nopeus vastaa hänen teoriassaan valon nopeutta., Ja uusi yritys, Paul Gerber (1898) jopa onnistunut johtuvat oikea kaava Perihelion vaihto (joka oli sama kuin kaava myöhemmin käytetään Einstein). Koska Weberin ja muiden peruslait olivat kuitenkin vääriä (esimerkiksi Weberin laki syrjäytti Maxwellin teorian), nämä hypoteesit hylättiin. Vuonna 1900 Hendrik Lorentz yritti selittää painovoimaa Lorentzin eetteriteorian ja Maxwellin yhtälöiden perusteella., Hän oletti, kuten Ottaviano Fabrizio Mossotti ja Johann Karl Friedrich Zöllner, että vetovoima vastakkaisen varautuneita hiukkasia on vahvempi kuin vastenmielisyys yhtä varautuneita hiukkasia. Tuloksena oleva nettovoima on täsmälleen niin sanottu universaalinen gravitaatio, jossa painovoiman nopeus on valon nopeus. Lorentz kuitenkin laski, että Merkuriuksen perihelioniennousun arvo oli aivan liian pieni.

1800-luvun lopulla Lordi Kelvin pohti kaiken teorian mahdollisuutta., Hän ehdotti, että jokainen keho sykkii, mikä voisi olla selitys gravitaatiolle ja sähkövarauksille. Hänen ajatuksensa olivat kuitenkin pitkälti mekanistisia ja edellyttivät eetterin olemassaoloa, jota Michelson–Morleyn koe ei havainnut vuonna 1887. Tämä yhdistettynä Machin periaatteeseen johti gravitaatiomalleihin, joissa on toimintaa etäältä.,

Lorentz-invariantti mallit (1905-1910)Muokkaa

Perustuu periaate suhteellisuusteoria, Henri Poincaré (1905, 1906), Hermann Minkowski (1908), ja Arnold Sommerfeld (1910) yritti muuttaa Newtonin teoria ja luoda Lorentz-invariantti painovoiman laki, jossa nopeus painovoima on, että valoa. Kuten Lorentzin mallissa, Merkuriuksen periheliennousun arvo oli aivan liian pieni.,

Einstein (1905, 1908, 1912)Muokkaa

Vuonna 1905 Albert Einstein julkaisi sarjan papereita, jotka hän perusti erityinen suhteellisuusteoria ja se, että massa ja energia vastaavat toisiaan. Vuonna 1907, mitä hän kuvaili ”onnellisin ajatus elämästä”, Einstein tajusi, että joku, joka on vapaassa pudotuksessa kokemuksia ei painovoimakentässä. Toisin sanoen gravitaatio vastaa täsmälleen kiihtyvyyttä.

Einsteinin kaksiosainen julkaisu vuonna 1912 (ja sitä ennen vuonna 1908) on todella tärkeä vain historiallisista syistä., Siihen mennessä hän tiesi painovoiman punasiirtymästä ja valon taipumisesta. Hän oli tajunnut, että Lorentzin muunnokset eivät ole yleisesti sovellettavissa, vaan säilyttivät ne. Teorian mukaan valon nopeus on vapaassa avaruudessa vakio, mutta vaihtelee aineen läsnä ollessa. Teorian odotettiin säilyvän vasta, kun gravitaatiokentän lähde on paikallaan., Se sisältää periaate vähiten toiminta:

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

Einstein ja Grossmann sisältää Riemannin geometria ja tensor calculus.

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

yhtälöt electrodynamics täsmälleen samat kuin yleinen suhteellisuusteoria., Yhtälö

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

ei ole yleinen suhteellisuusteoria. Se ilmaisee stressienergian tensorin aineen tiheyden funktiona.

Abraham (1912)Muokkaa

samalla Kun tämä tapahtui, Abraham oli kehittää vaihtoehtoinen malli painovoiman jossa valon nopeus riippuu painovoiman kentän voimakkuus ja niin on muuttuja, lähes kaikkialla. Abrahamin vuoden 1914 arvostelun gravitaatiomalleista sanotaan olevan erinomainen, mutta hänen oma mallinsa oli huono.,

Nordström (1912)Muokkaa

ensimmäinen lähestymistapa Nordström (1912) oli säilyttää Minkowski metrinen ja vakio c: n arvo {\displaystyle c\,} mutta anna massa riippuu painovoiman kentän voimakkuus φ {\displaystyle \varphi \,} ., Jonka avulla tämän alan vahvuus tyydyttämään

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

missä ρ {\displaystyle \rho \,} on loput massa energia-ja ◻ {\displaystyle \Laatikko \,} on d’Alembertian,

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

ja

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

jos u {\displaystyle u\,} on neljä-nopeus ja piste-ero ajan suhteen.,

Nordströmin toinen lähestymistapa (1913) muistetaan ensimmäisenä loogisesti johdonmukaisena relativistisena gravitaation kenttäteoriana koskaan muotoiltuna., (merkintä alkaen Pais ole Nordström):

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

missä ψ {\displaystyle \psi \,} on skalaari kenttä,

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

Tämä teoria on Lorentz-invariantti, täyttää suojelu lakien, oikein, vähentää Newtonin raja ja täyttää heikko vastaavuuden periaate.,

Einstein ja Fokker (1914)Muokkaa

Tämä teoria on Einsteinin ensimmäinen hoito gravitaatio, joka yleensä kovarianssi on ehdottomasti toteltava. Kirjoittaminen:

δ ∫ d s = 0 {\displaystyle \delta \int ds=0\,} d s 2 = g μ ν d x-μ k x v. {\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 }\,}

ne liittyvät Einstein–Grossmann, jotta Nordström. He toteavat myös:

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

eli jännitysenergian tensorin jälki on verrannollinen avaruuden kaarevuuteen.,

Välillä 1911 ja 1915 Einstein kehitti ajatuksen, että gravitaatio on sama kiihtyvyys, aluksi totesi vastaavuuden periaate, hänen yleinen suhteellisuusteoria, joka yhdistää kolme ulottuvuutta tilaa ja yksi ulottuvuus aikaa neljä-ulotteinen kangas aika-avaruus. Kuitenkin, se ei yhtenäistää painovoima quanta—yksittäisten hiukkasten energiaa, joka itse Einstein oli oletetun olemassaolon vuonna 1905.,

Yleiset relativityEdit

yleinen suhteellisuusteoria, vaikutukset gravitaatio ovat katsoneet aika-avaruuden kaarevuus sijaan voima. Yleisen suhteellisuusteorian lähtökohtana on ekvivalenssiperiaate, joka rinnastaa vapaan putoamisen inertialiikkeeseen., Kysymys siitä, että tämä luo on, että vapaasti putoavat esineet voivat kiihtyä suhteessa toisiinsa. Tämän ongelman ratkaisemiseksi Einstein ehdotti, että avaruusaika olisi Materian mukaan kaareva ja että vapaasti putoavat esineet liikkuvat paikallisesti suoria polkuja pitkin kaarevalla avaruusajalla. Erityisesti Einstein ja David Hilbert löysi alan yhtälöitä yleistä suhteellisuusteoria, jotka liittyvät läsnäolo väliä ja kaarevuus aika-avaruus. Nämä kenttäyhtälöt ovat joukko 10 samanaikaista, epälineaarista differentiaaliyhtälöä., Kenttäyhtälöiden ratkaisut ovat sen geometriaa kuvaavan avaruuden metrisen tensorin komponentteja. Avaruusajan geodeettiset polut lasketaan metrisestä tensorista.

Merkittäviä ratkaisuja Einstein kenttä yhtälöt ovat:

• Schwarzschildin ratkaisu, joka kuvaa aika-avaruus ympärillä pallomaisesti symmetrinen ei-pyörivä varauksettomia massiivinen esine. Schwarzschildin sädettä pienemmille esineille tämä ratkaisu synnyttää mustan aukon, jossa on keskeinen singulariteetti.,
• Reissner–Nordström ratkaisu, jossa keski-objekti on sähkövaraus. Maksujen kanssa geometrized pituus on vähemmän kuin geometrized pituus massa esine, tämä ratkaisu tuottaa mustia aukkoja event horizon ympäröivän Cauchyn horisontti.
• Kerr-ratkaisu massiivisten kappaleiden pyörittämiseen. Tämä ratkaisu tuottaa myös mustia aukkoja, joissa on useita näköaloja.
• kosmologinen Robertson–Walker-ratkaisu, joka ennustaa maailmankaikkeuden laajenemista.,

Yleinen suhteellisuusteoria on nauttinut paljon menestystä, koska sen ennusteita (ei kehottanut vanhempia teorioita painovoiman) on ollut säännöllisesti vahvistaa. Esimerkiksi:

• Yleinen suhteellisuusteoria osuus poikkeava perihelion precession Elohopeaa.
• Gravitational lensing vahvistettiin ensimmäisen kerran vuonna 1919, ja se on viime aikoina vahvistettu voimakkaasti käyttämällä Kvasaaria, joka kulkee Auringon takana Maasta katsottuna.
• universumin laajenemisen (Robertson–Walker-metriikan ennustama) vahvisti Edwin Hubble vuonna 1929.,
• ennustaminen, että aika kulkee hitaammin pienempi potentiaalit on vahvistanut Punta–Rebka kokeilu, Hafele–Keating kokeen, ja GPS.
• massiivisen kohteen lähellä kulkevan valon aikaviive tunnistettiin ensimmäisen kerran Irwin Shapiron toimesta vuonna 1964 planeettojen välisissä avaruusalusten signaaleissa.
• Painovoiman säteily on välillisesti vahvistetaan läpi opintojen binary pulsareja, kuten PSR 1913+16.,
  • Vuonna 2015, LIGO kokeiluja suoraan havaita painovoiman säteily kaksi törmätä mustia aukkoja, joten tämä ensimmäinen suora havainto sekä gravitaatio-aaltoja ja mustia aukkoja.

uskotaan, että neutronitähti fuusiot (koska havaittu vuonna 2017) ja mustan aukon muodostuminen voi myös luoda havaittavia määriä painovoiman säteily.,

Quantum gravityEdit

Useita vuosikymmeniä sen jälkeen, kun discovery yleinen suhteellisuusteoria, huomattiin, että se ei voi olla täydellinen teoria painovoiman, koska se on ristiriidassa kvanttimekaniikan. Myöhemmin ymmärrettiin, että gravitaatiota on mahdollista kuvata kvanttikenttäteorian puitteissa muiden perusvoimien tavoin. Tässä yhteydessä houkutteleva painovoima syntyy, koska vaihto virtuaalinen gravitoneja, samalla tavalla kuin sähkömagneettinen voima syntyy vaihtavat virtuaalisia fotoneja., Tämä toistetaan yleinen suhteellisuusteoria klassisen raja, mutta vain linearisoidaan tasolla ja sanoa, että soveltamisedellytykset Ehrenfest lause omistaa, joka ei ole aina tapaus. Lisäksi tämä lähestymistapa epäonnistuu lyhyillä etäisyyksillä, jotka ovat Planckin pituuden luokkaa.

teoreettiset mallit, kuten säieteoria ja silmukkakvanttigravitaatio, ovat ajankohtaisia ehdokkaita mahdolliselle ”kaiken teorialle”.