Vaadake, mis on "Gravitatsioon" teistes sõnaraamatutes:

Gravitatsiooniline interaktsioon

Taevamehaanika lihtsaim ülesanne on kahe punkt- või sfäärilise keha gravitatsiooniline vastastikmõju tühjas ruumis. See probleem klassikalise mehaanika raames lahendatakse analüütiliselt suletud kujul; selle lahenduse tulemus on sageli sõnastatud Kepleri kolme seaduse kujul.

Kui interakteeruvate kehade arv suureneb, muutub probleem palju keerulisemaks. Nii et juba kuulsat kolme keha probleemi (st kolme nullist erineva massiga keha liikumist) ei saa üldkujul analüütiliselt lahendada. Arvlahenduse puhul saab aga üsna kiiresti peale lahenduste ebastabiilsus algtingimuste suhtes. Päikesesüsteemi puhul muudab see ebastabiilsus planeetide liikumise täpseks ennustamiseks enam kui saja miljoni aasta pikkusel skaalal võimatuks.

Mõnel erijuhul on võimalik leida ligikaudne lahendus. Kõige olulisem on juhtum, kui ühe keha mass on oluliselt suurem kui teiste kehade mass (näited: päikesesüsteem ja Saturni rõngaste dünaamika). Antud juhul võime esimeses lähenduses eeldada, et valguskehad ei interakteeru üksteisega ja liiguvad mööda Kepleri trajektoore ümber massiivse keha. Nendevahelisi koostoimeid saab häirete teooria raames arvesse võtta ja ajaliselt keskmistada. Sel juhul võivad tekkida mittetriviaalsed nähtused, nagu resonants, atraktorid, juhuslikkus jne. Hea näide sellistest nähtustest on Saturni rõngaste keerukas ehitus.

Vaatamata katsetele täpselt kirjeldada suure arvu ligitõmbava massiga kehade süsteemi käitumist, ei saa seda dünaamilise kaose nähtuse tõttu teha.

Tugevad gravitatsiooniväljad

Tugevates gravitatsiooniväljades, aga ka relativistlike kiirustega gravitatsiooniväljas liikudes hakkavad ilmnema üldise relatiivsusteooria (GR) mõjud:

• aegruumi geomeetria muutumine;
  • selle tagajärjel gravitatsiooniseaduse kõrvalekalle Newtoni omast;
  • ja äärmuslikel juhtudel - mustade aukude tekkimine;
• potentsiaalne viivitus, mis on seotud gravitatsioonihäirete piiratud levimiskiirusega;
  • selle tagajärjel gravitatsioonilainete ilmumine;
• mittelineaarsed efektid: gravitatsioon kipub suhtlema iseendaga, mistõttu superpositsiooni põhimõte tugevates väljades enam ei kehti.

Gravitatsiooniline kiirgus

Üldrelatiivsusteooria üheks oluliseks ennustuseks on gravitatsioonikiirgus, mille olemasolu pole veel otseste vaatlustega kinnitatud. Siiski on selle olemasolu kasuks tugevad kaudsed tõendid, nimelt: energiakaod tihedates kahendsüsteemides, mis sisaldavad kompaktseid gravitatsiooniobjekte (nagu neutrontähed või mustad augud), eriti kuulsas PSR B1913 + 16 süsteemis (Hulse-Taylor). pulsar) - on hästi kooskõlas GR-mudeliga, milles see energia viiakse ära just gravitatsioonikiirguse abil.

Gravitatsioonikiirgust saavad tekitada ainult muutuva kvadrupooluse või kõrgemate mitmepooluseliste momentidega süsteemid, see asjaolu viitab sellele, et enamiku looduslike allikate gravitatsiooniline kiirgus on suunatud, mis raskendab oluliselt selle tuvastamist. Gravitatsioonijõud n-välja allikas on võrdeline sellega, kui multipoolus on elektrilist tüüpi, ja - kui multipoolus on magnetilist tüüpi, kus v on kiirgussüsteemi allikate iseloomulik kiirus ja c on valguse kiirus. Seega on domineerivaks momendiks elektrilise tüübi kvadrupoolmoment ja vastava kiirguse võimsus on võrdne:

kus on kiirgava süsteemi massijaotuse kvadrupoolmomendi tensor. Konstant (1/W) võimaldab hinnata kiirgusvõimsuse suurusjärku.

Alates 1969. aastast (Weberi katsed ( Inglise)), püütakse gravitatsioonikiirgust vahetult tuvastada. USA-s, Euroopas ja Jaapanis töötab praegu mitu maapealset detektorit (LIGO , VIRGO , TAMA ( Inglise), GEO 600), aga ka LISA (Laser Interferometer Space Antenna) kosmosegravitatsioonidetektori projekt). Venemaal töötavat maapealset detektorit arendatakse Tatarstani Vabariigi gravitatsioonilainete uurimise teaduskeskuses "Dulkyn".

Gravitatsiooni peen mõju

Ruumi kõveruse mõõtmine Maa orbiidil (kunstniku joonistus)

Lisaks klassikalistele gravitatsioonilise külgetõmbe ja aja dilatatsiooni mõjudele ennustab üldrelatiivsusteooria ka teiste gravitatsiooni ilmingute olemasolu, mis on maapealsetes tingimustes väga nõrgad ja seetõttu on nende tuvastamine ja katseline kontrollimine seetõttu väga keeruline. Kuni viimase ajani tundus nende raskuste ületamine eksperimenteerijatele üle jõu.

Nende hulgas võib eelkõige nimetada inertsiaalsete võrdlusraamide takistust (või objektiivi-Thirringi efekti) ja gravitomagnetvälja. 2005. aastal viis NASA Gravity Probe B läbi enneolematu täpsusega katse, et mõõta neid mõjusid Maa lähedal. Saadud andmete töötlemine viidi läbi kuni 2011. aasta maini ja kinnitas geodeetilise pretsessiooni ja inertsiaalsete tugisüsteemide takistuse mõju olemasolu ja ulatust, kuigi algselt eeldatust veidi väiksema täpsusega.

Pärast intensiivset tööd mõõtmismüra analüüsi ja eraldamise kallal tehti missiooni lõplikud tulemused teatavaks NASA-TV pressikonverentsil 4. mail 2011 ja avaldati Physical Review Lettersis. Geodeetilise pretsessiooni mõõdetud väärtus oli −6601,8±18,3 millisekundit kaared aastas ja tõmbeefekt - −37,2±7,2 millisekundit kaared aastas (võrrelge teoreetiliste väärtustega −6606,1 mas/aastas ja −39,2 mas/aastas).

Klassikalised gravitatsiooniteooriad

Kuna gravitatsiooni kvantefektid on üliväikesed ka kõige ekstreemsemates katse- ja vaatlustingimustes, pole nende kohta siiani usaldusväärseid vaatlusi. Teoreetilised hinnangud näitavad, et valdaval enamusel juhtudel võib piirduda gravitatsioonilise vastastikmõju klassikalise kirjeldusega.

On olemas kaasaegne kanooniline klassikaline gravitatsiooniteooria – üldine relatiivsusteooria ning palju erineva arenguastmega hüpoteese ja teooriaid, mis seda täpsustavad, konkureerivad omavahel. Kõik need teooriad annavad väga sarnaseid ennustusi selle lähenduse piires, milles praegu katseteste tehakse. Järgmised on mõned peamised, kõige paremini arenenud või tuntud gravitatsiooniteooriad.

Üldrelatiivsusteooria

Üldrelatiivsusteooria (GR) standardkäsitluses käsitletakse gravitatsiooni esialgu mitte kui jõu vastasmõju, vaid kui aegruumi kõveruse ilmingut. Seega tõlgendatakse üldrelatiivsusteoorias gravitatsiooni geomeetrilise efektina ning aegruumi käsitletakse mitteeukleidilise Riemannliku (täpsemalt pseudo-Riemanni) geomeetria raames. Gravitatsiooniväli (Newtoni gravitatsioonipotentsiaali üldistus), mida mõnikord nimetatakse ka gravitatsiooniväljaks, identifitseeritakse üldrelatiivsusteoorias tensorimeetrilise väljaga - neljamõõtmelise aegruumi meetrikaga ja gravitatsioonivälja tugevust - afiinsusega. aegruumi seos, määratud meetrikaga.

Üldrelatiivsusteooria standardülesanne on määrata meetermõõdustiku tensori komponendid, mis koos määravad aegruumi geomeetrilised omadused, vastavalt energia-impulssi allikate teadaolevale jaotusele vaadeldavas neljamõõtmelises koordinaatsüsteemis. Mõõdiku tundmine võimaldab omakorda arvutada testosakeste liikumist, mis on samaväärne gravitatsioonivälja omaduste tundmisega antud süsteemis. Seoses GR-võrrandite tensori olemusega ja ka selle formuleerimise standardse põhimõttelise põhjendusega arvatakse, et gravitatsioonil on ka tensori iseloom. Üks tagajärgi on see, et gravitatsioonikiirgus peab olema vähemalt neljapooluse suurust.

On teada, et üldrelatiivsusteoorias on raskusi gravitatsioonivälja energia muutumatuse tõttu, kuna seda energiat ei kirjeldata tensoriga ja seda saab teoreetiliselt määrata erineval viisil. Klassikalises üldrelatiivsusteoorias tekib ka spin-orbiidi interaktsiooni kirjeldamise probleem (kuna laiendatud objekti spinnil pole samuti unikaalset definitsiooni). Arvatakse, et tulemuste unikaalsuse ja järjepidevuse põhjendatusega on teatud probleeme (gravitatsiooniliste singulaarsuste probleem).

GR on aga eksperimentaalselt kinnitatud kuni viimase ajani (2012). Lisaks viivad paljud Einsteini alternatiivsed, kuid kaasaegse füüsika jaoks standardsed lähenemisviisid gravitatsiooniteooria sõnastamisele tulemuseni, mis langeb kokku üldrelatiivsusteooriaga madala energiaga lähenduses, mis on praegu ainus eksperimentaalseks kontrollimiseks saadaval olev.

Einstein-Cartani teooria

Einstein-Cartani (EC) teooria töötati välja GR laiendusena, sisaldades sisemiselt kirjeldust mõjust aegruumile, lisaks energia-impulsile ka objektide pöörlemist. EC teoorias võetakse kasutusele afiinne torsioon ja aegruumi pseudo-Riemanni geomeetria asemel kasutatakse Riemann-Cartani geomeetriat. Selle tulemusena lähevad nad meetrika teooria juurest üle aegruumi afiinsele teooriale. Saadud võrrandid aegruumi kirjeldamiseks jagunevad kahte klassi. Üks neist on sarnane üldrelatiivsusteooriaga, selle erinevusega, et kõverustensor sisaldab afiinse torsiooniga komponente. Teine võrrandite klass määratleb seose aine ja kiirguse väändetensori ning spin-tensori vahel. Sellest tulenevad üldrelatiivsusteooria parandused kaasaegse universumi tingimustes on nii väikesed, et isegi hüpoteetilisi viise nende mõõtmiseks pole veel näha.