아인슈타인 개발의 상대성 이론에 발표한 논문에서는 1905 1915. 1914 년 Gunnar Nordström 은 5 차원 중력 이론에서 중력과 전자기학을 통합하려고 시도했습니다. 1919 년,일반적인 상대성 이론 대체된 다른 모든 중력 모델을 포함하여,뉴턴의 법칙 때,중력 렌즈는 주식 일치하는 아인슈타인의 방정식을 관찰되었으로 아 딩턴., 그 후 독일어,수학자를 테오도르 Kaluza 아이디어를 승진의 일반적인 상대성 이론으로 다섯 번째 차원 1921 년에 스웨덴의 물리학자 그리고 클라인을 준 물리적 해석의 원형이 문자열이론,가능한 모델의 양자 중력과 잠재적인 이론의 모든 것입니다.

아인슈타인의 필드 방정식을 포함 우주 상수를 계정에 대한 혐의 staticity 습니다. 그러나 에드윈 허블(Edwin Hubble)은 1929 년에 우주가 팽창하고있는 것처럼 보인다고 관찰했다., 1930 년대까지 Paul Dirac 은 우주 역사의 과정에서 중력이 천천히 그리고 꾸준히 감소해야한다는 가설을 발전 시켰습니다. 앨런 일체감을 가졌다고 알렉세이 Starobinsky 제안 된 1980 년에는 우주의 인플레이션에 매우 초기 우주의 수에 의해 구동에 의해 부정적인 압력 필드에는 개념이 나중에 만들어낸’어둠의 에너지’—을 발견하기 위해 2013 년에는 구성의 주위에 68.3%초반의 우주도 있습니다.

,1922 년에 Jacobus Kapteyn 의 존재를 제안도 보이지 않는 힘을 이동하는 별에서 은하에서 더 높은 속도보다 중력은 혼자 계정이다., 2013 년에 초기 우주의 26.8%를 구성한 것으로 나타났습니다. 과 함께 어두운 에너지,어두운 문제 국외에서 아인슈타인의 상대성 이론 및 설명에 대한 명백한 효과에 대한 요구 사항 성공적인 이론의 모든 것입니다.

1957 년에는 헤르만 본다이 제안하는 부정적인 중량(와 결합된 관성 부정적인 대량)것을 준수 강한 동등한 원칙의 일반적인 상대성 이론 및 뉴턴의 법칙의 움직임. 본디의 증거는 상대성 방정식에 대한 특이점이없는 솔루션을 산출했습니다.,

중력의 초기 이론은 행성 궤도(뉴턴)와 더 복잡한 궤도(예:라그랑주)를 설명하려고 시도했다. 그런 다음 중력과 중력의 파동 또는 소생 이론을 결합하려는 실패한 시도가 왔습니다. 로렌츠 변형의 발견으로 물리학의 전체 풍경이 바뀌었고,이로 인해 중력과 화해하려는 시도가있었습니다. 동시에,실험 물리학자들이 시험의 기초를 중력 및 상대성 이론–로렌츠 invariance,중력의 편향도 빛,Eötvös 실험입니다., 이러한 고려 사항은 일반 상대성 이론의 발전으로 이어지고 과거로 이어졌다.

정전 모델(1,870 에서 1,900 사이)편집

의 끝에서 19 세기에,많은 시도를 결합 뉴튼의 힘을 법으로 설립의 법률 전기처럼,그의 웨버,칼 프리드리히 가우스,베른하르트 Riemann 및 제임스 클 맥스웰. 그 모델들은 수성의 근일점 선행을 설명하기 위해 사용되었습니다. 1890 년 Lévy 는 Weber 와 Riemann 의 법칙을 결합하여 중력의 속도가 그의 이론에서 빛의 속도와 같음으로써 그렇게하는 데 성공했습니다., 과 또 다른 시도에서,바울 Gerber(1898)도에 성공을 파생하는 올바른 수식에 대한 근일점 이동(었던 동일한 공식을 나중에 사용되는 아인슈타인에 의해). 그러나기 때문에 기본적인 법률의 웨버와 다른 사람 잘못했다(예를 들어,웨버의 법률에 의해 대체 맥스웰의 이론),그 가설을 거부했다. 1900 년 헨드릭 로렌츠는 그의 로렌츠 에테르 이론과 맥스웰 방정식에 기초하여 중력을 설명하려고 노력했다., 그는 Ottaviano Fabrizio Mossotti 와 Johann Karl Friedrich Zöllner 와 마찬가지로 반대 하전 입자의 매력은 동등한 하전 입자의 반발력보다 강하다고 가정했다. 결과적인 순 힘은 중력의 속도가 빛의 속도 인 보편적 인 중력으로 정확히 알려져 있습니다. 그러나 로렌츠는 수성의 근일점 진출에 대한 가치가 너무 낮다고 계산했다.

19 세기 후반에,켈빈 깊이 생각의 가능성 이론의 모든 것입니다., 그는 모든 신체가 맥동한다고 제안했는데,이는 중력과 전기 요금에 대한 설명 일 수 있습니다. 그러나 그의 아이디어는 대체로 기계 론적이었고 1887 년에 Michelson–Morley 실험이 탐지하지 못한 오드의 존재를 요구했습니다. 이것은 마하의 원리와 결합하여 거리에서의 행동을 특징으로하는 중력 모델을 이끌어 냈습니다.,

로렌츠-invariant 모델(1905-1910)편집

의 원칙에 따라 상대성 이론,앙리 Poincaré(1905,1906),헤르만 단순(1908),아놀드 Sommerfeld(1910)도 수정하는 뉴톤의 이론을 설정하는 로렌츠 고정 중력의 법에서 속도의 중력의 빛입니다. 로렌츠의 모델에서와 마찬가지로 수성의 근일점 진출에 대한 가치는 너무 낮았다.,

아인슈타인(1905,1908 년,1912)편집

1905 년에 아인슈타인의 시리즈로 출판한 논문에서는 그 설립된 특수 상대성 이론과는 사실에 질량 및 에너지는 동일합니다. 1907 년에 그는 무엇으로 설명하”가장 행복한 생각이”내 인생의,아인슈타인을 실현하는 사람은 자유 낙하에 경험이 없 중력 필드가 있습니다. 즉,중력은 가속과 정확히 같습니다.

아인슈타인의 1912 년(그리고 1908 년 이전)의 두 부분으로 출판 된 것은 실제로 역사적인 이유로 만 중요합니다., 그때까지 그는 중력의 적색 편이와 빛의 편향을 알고있었습니다. 그는 로렌츠 변형이 일반적으로 적용 가능하지 않다는 것을 깨달았지만 그대로 유지했습니다. 이 이론은 빛의 속도가 자유 공간에서 일정하지만 물질의 존재에 따라 다르다고 말합니다. 이 이론은 중력장의 근원이 고정되어있을 때만 유지 될 것으로 예상되었습니다., 그것은 포함되는 원칙상 동작:

δ∫d τ=0{\displaystyle\delta\int d\tau=0\,}d τ2=−η μ ν d×μ×ν{\displaystyle{d\tau}^{2}=-\eta_{\mu\뉴}\,dx^{\mu}\,dx^{\뉴}\,}

아인슈타인과 위치한 아파트 그로스만을 포함 Riemannian geometry 와 텐서 발생합니다.

δ∫d τ=0{\displaystyle\delta\int d\tau=0\,}d τ2=−g μ ν d×μ×ν{\displaystyle{d\tau}^{2}=-g_{\mu\뉴}\,dx^{\mu}\,dx^{\뉴}\,}

방정식의 전자와 정확히 일치의 일반적인 상대성 이론., 방정식

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}\,}

는 일반 상대성 이론에 있지 않습니다. 그것은 스트레스-에너지 텐서를 물질 밀도의 함수로 표현합니다.

아브라함(1912)편집

이에 아브라함은 개발의 대체 모델 중력에서는 빛의 속도에 따라 달라집 중력장 강도와 그래서는 변수는 거의 모든 곳입니다. 아브라함의 중력 모델에 대한 1914 년 리뷰는 우수하다고 알려져 있지만 자신의 모델은 좋지 않았습니다.,

Nordström(1912)편집

첫 번째 방법의 Nordström(1912)었을 유지하는 단순 미터와 상수 값의 c{\displaystyle c\,}하도록 질량에 따라 달라집 중력장 강도 φ{\displaystyle\varphi\,}., 이 필드의 강도를 만족

◻φ=ρ{\displaystyle\상자\varphi=\rho\,}

어디 ρ{\displaystyle\rho\,}은 나머지량 에너지◻{\displaystyle\상자\,}d’Alembertian

m=0m exp⁡(φ2){\displaystyle m=m_{0}\exp\left({\frac{\varphi}{c^{2}}}\right)\,}

−∂φ∂x μ=u μ+u μ c2φ{\displaystyle-{\부분\varphi\통해\부분 x^{\mu}}={\점{u}}_{\mu}+{u_{\mu}\c^{2}{\점{\varphi}}}\,}

u{\displaystyle u\,}이는 네 속도와 점은 차별과 존중하는 시간입니다.,

Nordström(1913)의 두 번째 접근법은 지금까지 공식화 된 최초의 논리적으로 일관된 상대 론적 중력 이론으로 기억된다., (표에서 Pais 지 Nordström):

δ∫ψ d τ=0{\displaystyle\delta\int\psi\,d\tau=0\,}d τ2=−η μ ν d×μ×ν{\displaystyle{d\tau}^{2}=-\eta_{\mu\뉴}\,dx^{\mu}\,dx^{\뉴}\,}

어디 ψ{\displaystyle\psi\,}은 스칼라,필드

−∂T μ ν∂x ν=1ψ∂ψ∂x μ{\displaystyle-{\partial T^{\mu\뉴}\위\부분 x^{\뉴}}=T{1\통해\psi}{\부분\psi\통해\부분 무리수{\mu}}\,}

이 이론은 로렌츠정을 만족하는 보존 법률,올바르게 감소하의 뉴튼의 제한을 만족 약한 동등한 원칙입니다.,

아인슈타인과 포커(1914)편집

이 이론은 아인슈타인의 첫 번째 처리하는 인력의에서는 일반적인 공분산은 엄격하게 순종합니다. 쓰:

δ∫d s=0{\displaystyle\delta\int ds=0\,}d s2=g μ ν d×μ×ν{\displaystyle{ds}^{2}=g_{\mu\뉴}\,dx^{\mu}\,dx^{\뉴}\,}g μ ν=ψ2η μ ν{\displaystyle g_{\mu\뉴}=\psi^{2}\eta_{\mu\뉴}\,}

관련되는 아인슈타인이–위치한 아파트 그로스만을 Nordström. 그들은 또한 상태:

T∝R. {\displaystyle T\,\propto\,R\,.}

즉,응력 에너지 텐서의 추적은 공간의 곡률에 비례합니다.,

사이 1911and1915,아인슈타인 아이디어를 개발했는 인력은 해당하는 가속도,처음으로 동등한 원칙적으로,그의 일반적인 상대성 이론,퓨즈는 세 가지 차원의 공간의 차원의 시간 차원의 직물을 병행한다. 그러나 그것은 아인슈타인 자신이 1905 년에 존재를 가정 한 에너지의 개별 입자 인 콴타와 중력을 통일시키지 않습니다.,

일반 relativityEdit

에서 일반적인 상대성 이론, 효과 인력의 관찰하는 시공간 곡률이 대신하기는 힘입니다. 일반 상대성 이론의 출발점은 자유 낙하와 관성 운동을 동일시하는 등가 원리입니다., 이것이 만드는 문제는 자유 낙하하는 물체가 서로 관련하여 가속화 될 수 있다는 것입니다. 으로 어려움,아인슈타인은 제안에는 시공간은 곡으로 물질,그리고는 떨어지는 개체를 따라 움직이는 로컬로 곧은 길에 곡선을 병행한다. 좀 더 구체적으로 아인슈타인과 데이비드 힐베르트 발견 필드 방정식의 일반적인 상대성 이론,관련의 존재는 물질과의 곡률을 병행한다. 이 필드 방정식은 10 개의 동시,비선형,미분 방정식 세트입니다., 필드 방정식의 솔루션은 그 기하학을 설명하는 시공간의 메트릭 텐서의 구성 요소입니다. 시공간의 측지 경로는 메트릭 텐서로부터 계산됩니다.

주목할만한 솔루션의 아인슈타인이 필 방정식을 포함한다:

• 이 Schwarzschild 솔루션 설명하는 시공간을 둘러싼 둥글게 대칭을 비 자전하는 충전되지 않은 대규모 개체입니다. Schwarzschild 반경보다 작은 반경을 가진 물체의 경우이 솔루션은 중심 특이점을 가진 블랙홀을 생성합니다.,
• Reissner–Nordström 솔루션으로 중앙 물체에 전기 요금이 있습니다. 에 대한 요금으로 geometrized 길이보다 적은 geometrized 길이의 대량의체로,이 솔루션은 생산 검은 구멍을 가진 이벤트를 지평선을 둘러싼 Cauchy 지평선입니다.
• 거대한 물체를 회전시키는 커 솔루션. 이 솔루션은 또한 여러 지평을 가진 블랙홀을 생성합니다.
• 우주의 팽창을 예측하는 우주 론적 로버트슨–워커 솔루션.,

일반적인 상대성에는 많은 성공을 즐기 때문에 예측(지 않는 불에 의해 이전의 이론 중력)되었을 정기적으로 확인됩니다. 예를 들면:

• 일반 상대성 이론은 수성의 변칙적 인 근일점 선행을 설명합니다.
• 중력 렌즈가 처음에서 확인된 1919 년,그리고 더 많은 최근에 강하게 확인을 통해의 사용성을 전달 하는 뒤에 태양에서 본다.
• 우주의 팽창(Robertson–Walker 메트릭에 의해 예측 됨)은 1929 년 Edwin Hubble 에 의해 확인되었습니다.,
• 낮은 전위에서 시간이 느리게 실행된다는 예측은 Pound–Rebka 실험,Hafele–Keating 실험 및 GPS 에 의해 확인되었습니다.
• 거대한 물체에 가깝게 통과하는 빛의 시간 지연은 1964 년 irwin Shapiro 에 의해 행성 간 우주선 신호에서 처음 확인되었습니다.
• 중력 복사는 PSR1913+16 과 같은 이원 펄서의 연구를 통해 간접적으로 확인되었습니다.,
  • 2015 년 LIGO 실험은 충돌하는 두 개의 블랙홀에서 중력 복사를 직접 감지하여 중력파와 블랙홀 모두를 처음으로 직접 관찰했습니다.

그것은 믿고 그 중성자 별 합병(이후 발견되는 2017 년)그리고 블랙홀이 형성할 수 있습도 만들의 금액을 감지하는 중력 방사선입니다.,

Quantum gravityEdit

몇 년간의 발견 이후 일반적인 상대성 이론,그것을 실현할 수 없는 것은 완전한 이론의 중력 때문에 이 호환되지 않으로 양자 역학에 있습니다. 나중에 다른 근본적인 힘과 같은 양자 장 이론의 틀에서 중력을 설명하는 것이 가능하다는 것이 이해되었다. 에서 이러한 프레임워크의 매력적 힘이 중력 때문에 발생의 교환 가상 gravitons,과 같은 방법으로 전자기력에서 발생의 교환 가상 광자., 이 재현한 일반적인 상대성에서 고전적인 제한을 하지만 선형화된 수준 판별하는 과정하는 조건의 적용을 Ehrenfest 정리,보유하지 않는 경우가 있습니다. 더욱이,이 접근법은 플랑크 길이의 순서의 짧은 거리에서 실패합니다.

문자열 이론 및 루프 양자 중력과 같은 이론적 모델은 가능한’모든 이론’에 대한 현재 후보입니다.피>