Albert Einstein și-a dezvoltat teoria relativității în lucrări publicate în 1905 și 1915. În 1914, Gunnar Nordström a încercat să unifice gravitația și electromagnetismul în teoria gravitației cinci-dimensionale. În 1919, relativitatea generală a înlocuit toate celelalte modele gravitaționale, inclusiv legile lui Newton, când lentila gravitațională în jurul unei eclipse solare care se potrivește ecuațiilor lui Einstein a fost observată de Arthur Eddington., Ulterior, matematicianul German Theodor Kaluza a promovat ideea relativității generale cu o a cincea dimensiune, care în 1921 fizicianul suedez Oskar Klein a dat o interpretare fizică într-o teorie prototipică a corzilor, un posibil model de gravitație cuantică și teoria potențială a totului.

ecuațiile lui Einstein includ o constanta cosmologică a ține cont de presupusa staticity universului. Cu toate acestea, Edwin Hubble a observat în 1929 că universul pare să se extindă., Până în anii 1930, Paul Dirac a dezvoltat ipoteza că gravitația ar trebui să scadă încet și constant pe parcursul istoriei universului. Alan Guth și Alexei Starobinsky propus în 1980 că inflația cosmică în universul foarte timpuriu putea să fi fost determinată de o presiune negativă de teren, un concept mai târziu a inventat ‘energia întunecată’—a constatat în 2013 s-au format în jurul valorii de 68,3% din universul timpuriu.în 1922, Jacobus Kapteyn a propus existența materiei întunecate, o forță nevăzută care mișcă stelele în galaxii la viteze mai mari decât gravitația., S-a constatat în 2013 că a cuprins 26,8% din universul timpuriu. Împreună cu energia întunecată, materia întunecată este o depășire în relativitatea lui Einstein, iar o explicație pentru efectele sale aparente este o cerință pentru o teorie de succes a tuturor lucrurilor.în 1957, Hermann Bondi a propus ca masa gravitațională negativă (combinată cu masa inerțială negativă) să respecte principiul echivalenței puternice a relativității generale și legile mișcării lui Newton. Dovada lui Bondi a dat soluții fără singularitate pentru ecuațiile relativității.,teoriile timpurii ale gravitației au încercat să explice orbitele planetare (Newton) și orbitele mai complicate (de exemplu, Lagrange). Apoi au apărut încercări nereușite de a combina gravitația și teoriile de undă sau corpusculare ale gravitației. Întregul peisaj al fizicii a fost schimbat odată cu descoperirea transformărilor Lorentz, ceea ce a dus la încercări de reconciliere cu gravitația. În același timp, fizicienii experimentali au început să testeze bazele gravitației și relativității – invarianța Lorentz, deformarea gravitațională a luminii, experimentul Eötvös., Aceste considerații au dus la și trecut dezvoltarea relativității generale.la sfârșitul secolului al XIX-lea, mulți au încercat să combine legea Forței lui Newton cu legile stabilite ale electrodinamicii, precum cele ale lui Weber, Carl Friedrich Gauss, Bernhard Riemann și James Clerk Maxwell. Aceste modele au fost folosite pentru a explica precesia Perihelionului lui Mercur. În 1890, Lévy a reușit să facă acest lucru prin combinarea legilor lui Weber și Riemann, prin care viteza gravitației este egală cu viteza luminii din teoria sa., Și într-o altă încercare, Paul Gerber (1898) a reușit chiar să obțină formula corectă pentru schimbarea Perihelionului (care era identică cu formula folosită ulterior de Einstein). Cu toate acestea, deoarece legile fundamentale ale lui Weber și ale altora erau greșite (de exemplu, legea lui Weber a fost înlocuită de teoria lui Maxwell), aceste ipoteze au fost respinse. În 1900, Hendrik Lorentz a încercat să explice gravitația pe baza teoriei eterului Lorentz și a ecuațiilor Maxwell., El a presupus, ca Ottaviano Fabrizio Mossotti și Johann Karl Friedrich Zöllner, că atracția particulelor încărcate opuse este mai puternică decât repulsia particulelor încărcate egale. Forța netă rezultată este exact ceea ce este cunoscut sub numele de gravitație universală, în care viteza gravitației este cea a luminii. Dar Lorentz a calculat că valoarea pentru avansul perihelionului lui Mercur a fost mult prea mică.la sfârșitul secolului al XIX-lea, Lordul Kelvin a analizat posibilitatea unei teorii a tuturor lucrurilor., El a propus ca fiecare corp să pulseze, ceea ce ar putea fi o explicație a gravitației și a sarcinilor electrice. Cu toate acestea, ideile sale au fost în mare parte mecaniciste și au necesitat existența eterului, pe care experimentul Michelson–Morley nu l-a detectat în 1887. Acest lucru, combinat cu principiul lui Mach, a condus la modele gravitaționale care au acțiune la distanță.,pe baza principiului relativității, Henri Poincaré (1905, 1906), Hermann Minkowski (1908) și Arnold Sommerfeld (1910) au încercat să modifice teoria lui Newton și să stabilească o lege gravitațională invariantă Lorentz, în care viteza gravitației este cea a luminii. Ca și în modelul lui Lorentz, valoarea pentru avansul perihelionului lui Mercur a fost mult prea mică.,în 1905, Albert Einstein a publicat o serie de lucrări în care a stabilit teoria specială a relativității și faptul că masa și energia sunt echivalente. În 1907, în ceea ce el a descris ca fiind „cel mai fericit gând al vieții mele”, Einstein și-a dat seama că cineva care se află în cădere liberă nu experimentează niciun câmp gravitațional. Cu alte cuvinte, gravitația este exact echivalentă cu accelerația. publicarea în două părți a lui Einstein în 1912 (și înainte în 1908) este cu adevărat importantă doar din motive istorice., Până atunci știa de schimbarea gravitațională și de devierea luminii. El și-a dat seama că transformările Lorentz nu sunt în general aplicabile, ci le-a păstrat. Teoria afirmă că viteza luminii este constantă în spațiul liber, dar variază în prezența materiei. Teoria era de așteptat să se mențină doar atunci când sursa câmpului gravitațional este staționară., Acesta include principiu de acțiune:

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

Einstein și Grossmann include geometria Riemanniană și tensor calculus.

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

ecuațiile electrodinamicii exact se potrivesc cu cele ale relativității generale., Ecuația

t μ ν =ρ d X μ d τ d X ν D τ {\displaystyle t^{\mu \nu} = \rho {DX^{\mu } \peste d\tau }{DX^{\nu} \ peste d \ tau }\,}

nu este în relativitatea generală. Exprimă tensorul de energie-stres ca funcție a densității materiei.

Abraham (1912)Edit

în timp ce acest lucru se întâmpla, Abraham dezvolta un model alternativ de gravitație în care viteza luminii depinde de Intensitatea câmpului gravitațional și deci este variabilă aproape peste tot. Se spune că revizuirea lui Abraham din 1914 a modelelor de gravitație este excelentă, dar propriul său model era slab.,

Nordström (1912)Modificare

prima abordare de Nordström (1912) a fost să-și păstreze metrica Minkowski și o valoare constantă de c {\displaystyle c\,} dar să lăsăm masă depinde de intensitatea câmpului gravitațional φ {\displaystyle \varphi \,} ., Permițându-acest câmp de forță pentru a satisface

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

în cazul în care ρ {\displaystyle \rho \,} este masa de repaus de energie și ◻ {\displaystyle \Cutie \,} este d’Alembertian,

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

și

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

în cazul în care u {\displaystyle u\,} este patru și a vitezei dot este un diferențial cu privire la timp.,cea de-a doua abordare a lui Nordström (1913) este amintită ca prima teorie relativistă logică a câmpului gravitației formulată vreodată., (notație de la Pais nu Nordström):

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

în cazul în care ψ {\displaystyle \psi \,} este un câmp scalar,

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

Această teorie este invariant Lorentz, respectă legile de conservare, corect reduce la Newtoniană limită și îndeplinește slab principiul de echivalență.,

Einstein și Fokker (1914)Editați

această teorie este primul tratament al gravitației lui Einstein în care covarianța generală este strict respectată. Scris:

δ ∫ d s = 0 {\displaystyle \delta \int ds=0\,} d s 2 = g μ ν d x μ 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 referă Einstein–Grossmann să Nordström. De asemenea, ei afirmă:

T ∝ R . {\afișează stilul T\, \ propto \, R\,.}

adică, urmele tensorului de energie de stres sunt proporționale cu curbura spațiului.,

Între 1911 și 1915, Einstein a dezvoltat ideea că gravitația este echivalent cu accelerare, initial a declarat ca principiul de echivalență, în teoria generală a relativității, care îmbină cele trei dimensiuni ale spațiului și o dimensiune de timp în patru dimensiuni tesatura de spațiu-timp. Cu toate acestea, nu unifică gravitația cu quanta—particule individuale de energie, pe care Einstein însuși le-a postulat existența în 1905.,

General relativityEdit

În relativitatea generală, efectele gravitației sunt atribuite curbura spațiu-timp, în loc de a o forța. Punctul de plecare pentru relativitatea generală este principiul echivalenței, care echivalează căderea liberă cu mișcarea inerțială., Problema pe care o creează acest lucru este că obiectele care se încadrează liber se pot accelera unul față de celălalt. Pentru a face față acestei dificultăți, Einstein a propus că spațiul-timp este curbat de materie și că obiectele care cad liber se mișcă de-a lungul căilor locale drepte în spațiu-timp curbat. Mai exact, Einstein și David Hilbert au descoperit ecuațiile de câmp ale relativității generale, care leagă prezența materiei și curbura spațiului-timp. Aceste ecuații de câmp sunt un set de 10 ecuații diferențiale simultane, neliniare., Soluțiile ecuațiilor de câmp sunt componentele tensorului metric al spațiului-timp, care descrie geometria sa. Căile geodezice ale spațiului-timp sunt calculate din tensorul metric.

soluțiile notabile ale ecuațiilor de câmp Einstein includ:

• soluția Schwarzschild, care descrie spațiul-timp înconjurând un obiect masiv neîncărcat, simetric sferic, care nu se rotește. Pentru obiectele cu raze mai mici decât raza Schwarzschild, această soluție generează o gaură neagră cu o singularitate centrală.,
• soluția Reissner–Nordström, în care obiectul central are o sarcină electrică. Pentru sarcini cu o lungime geometrizată mai mică decât lungimea geometrizată a masei obiectului, această soluție produce găuri negre cu un orizont de evenimente care înconjoară un orizont Cauchy.
• soluția Kerr pentru rotirea obiectelor masive. Această soluție produce, de asemenea, găuri negre cu orizonturi multiple.
• soluția cosmologică Robertson–Walker, care prezice expansiunea universului.,

relativitatea generală s-a bucurat de mult succes, deoarece predicțiile sale (care nu sunt solicitate de teoriile mai vechi ale gravitației) au fost confirmate în mod regulat. De exemplu:

• relativitatea generală reprezintă precesia perihelion anormală a lui Mercur. lentila gravitațională a fost confirmată pentru prima dată în 1919 și, mai recent, a fost puternic confirmată prin utilizarea unui quasar care trece în spatele Soarelui așa cum se vede de pe Pământ.expansiunea universului (prezisă de metrica Robertson-Walker) a fost confirmată de Edwin Hubble în 1929.,
• predicția că timpul se desfășoară mai lent la potențiale mai mici a fost confirmată de experimentul Pound–Rebka, experimentul Hafele–Keating și GPS-ul.
• întârzierea luminii care trece aproape de un obiect masiv a fost identificată pentru prima dată de Irwin Shapiro în 1964 în semnale spațiale interplanetare.
• radiația gravitațională a fost confirmată indirect prin studii ale pulsarilor binari, cum ar fi PSR 1913+16.,
  • În 2015, experimentele LIGO au detectat direct radiații gravitaționale din două găuri negre care se ciocnesc, făcând aceasta prima observație directă atât a undelor gravitaționale, cât și a găurilor negre. se crede că fuziunile de stele neutronice (detectate în 2017) și formarea găurilor negre pot crea, de asemenea, cantități detectabile de radiații gravitaționale.,la câteva decenii după descoperirea relativității generale, s-a realizat că nu poate fi teoria completă a gravitației, deoarece este incompatibilă cu mecanica cuantică. Mai târziu sa înțeles că este posibil să se descrie gravitatea în cadrul teoriei câmpului cuantic ca și celelalte forțe fundamentale. În acest cadru, forța atractivă a gravitației apare datorită schimbului de gravitoni virtuali, în același mod în care forța electromagnetică apare din schimbul de fotoni virtuali., Aceasta reproduce relativității generale, în limita clasică, dar numai la liniarizate nivel și postularea că condițiile de aplicabilitate ale Ehrenfest teorema deține, ceea ce nu este întotdeauna cazul. Mai mult, această abordare nu reușește la distanțe scurte de ordinul lungimii Planck.

    modelele teoretice, cum ar fi teoria corzilor și gravitația cuantică în buclă sunt candidați actuali pentru o posibilă „teorie a totului”.