Zobacz, co „Gravity” znajduje się w innych słownikach:

Oddziaływanie grawitacyjne

Najprostszym zadaniem mechaniki nieba jest oddziaływanie grawitacyjne dwóch ciał punktowych lub kulistych w pustej przestrzeni. Problem ten w ramach mechaniki klasycznej jest rozwiązywany analitycznie w formie zamkniętej; wynik jego rozwiązania jest często formułowany w postaci trzech praw Keplera.

Wraz ze wzrostem liczby oddziałujących ciał problem staje się znacznie bardziej skomplikowany. Tak więc słynnego już problemu trzech ciał (czyli ruchu trzech ciał o niezerowych masach) nie da się rozwiązać analitycznie w ogólnej formie. Jednak w przypadku rozwiązania numerycznego niestabilność rozwiązań w stosunku do warunków początkowych pojawia się dość szybko. Ta niestabilność, zastosowana do Układu Słonecznego, uniemożliwia dokładne przewidzenie ruchu planet w skali przekraczającej sto milionów lat.

W niektórych szczególnych przypadkach możliwe jest znalezienie przybliżonego rozwiązania. Najważniejszy jest przypadek, gdy masa jednego ciała jest znacznie większa od masy innych ciał (przykłady: Układ Słoneczny i dynamika pierścieni Saturna). W tym przypadku, jako pierwsze przybliżenie, możemy założyć, że ciała lekkie nie oddziałują ze sobą i poruszają się po trajektoriach keplerowskich wokół masywnego ciała. Interakcje między nimi można uwzględnić w ramach teorii perturbacji i uśrednić w czasie. W takim przypadku mogą zaistnieć zjawiska nietrywialne, takie jak rezonanse, atraktory, losowość itp. Dobrym przykładem takich zjawisk jest złożona struktura pierścieni Saturna.

Pomimo prób dokładnego opisania zachowania się układu dużej liczby przyciąganych ciał o w przybliżeniu tej samej masie, nie jest to możliwe ze względu na zjawisko dynamicznego chaosu.

Silne pola grawitacyjne

W silnych polach grawitacyjnych, a także podczas poruszania się w polu grawitacyjnym z prędkościami relatywistycznymi zaczynają pojawiać się efekty ogólnej teorii względności (GR):

• zmiana geometrii czasoprzestrzeni;
  • w konsekwencji odchylenie prawa grawitacji od newtonowskiego;
  • aw skrajnych przypadkach - pojawienie się czarnych dziur;
• potencjalne opóźnienie związane ze skończoną prędkością propagacji perturbacji grawitacyjnych;
  • w konsekwencji pojawienie się fal grawitacyjnych;
• efekty nieliniowe: grawitacja ma tendencję do interakcji z samą sobą, więc zasada superpozycji w silnych polach nie obowiązuje.

Promieniowanie grawitacyjne

Jednym z ważnych przewidywań ogólnej teorii względności jest promieniowanie grawitacyjne, którego obecność nie została jeszcze potwierdzona bezpośrednimi obserwacjami. Istnieją jednak mocne pośrednie dowody na jego istnienie, a mianowicie: straty energii w ciasnych układach podwójnych zawierających zwarte obiekty grawitujące (takie jak gwiazdy neutronowe czy czarne dziury), w szczególności w słynnym układzie PSR B1913+16 (Hulse-Taylor pulsar) - są zgodne z modelem GR, w którym energia ta jest odprowadzana właśnie przez promieniowanie grawitacyjne.

Promieniowanie grawitacyjne może być generowane tylko przez układy ze zmiennymi momentami kwadrupolowymi lub wyższymi momentami multipolowymi, fakt ten sugeruje, że promieniowanie grawitacyjne większości naturalnych źródeł jest kierunkowe, co znacznie komplikuje jego detekcję. Moc grawitacyjna n-źródło biegunowe jest proporcjonalne do tego, czy multipol jest typu elektrycznego, oraz - czy multipol jest typu magnetycznego, gdzie v jest charakterystyczną prędkością źródeł w układzie promieniującym, oraz C to prędkość światła. Zatem momentem dominującym będzie moment kwadrupolowy typu elektrycznego, a moc odpowiedniego promieniowania będzie równa:

gdzie jest tensorem momentu kwadrupolowego rozkładu masy układu promieniującego. Stała (1/W) umożliwia oszacowanie rzędu wielkości mocy promieniowania.

Od 1969 (eksperymenty Webera ( język angielski)), podejmowane są próby bezpośredniego wykrycia promieniowania grawitacyjnego. W USA, Europie i Japonii działa obecnie kilka detektorów naziemnych (LIGO , VIRGO , TAMA ( język angielski), GEO 600), a także projektu kosmicznego detektora grawitacyjnego LISA (Laser Interferometer Space Antenna). Detektor naziemny w Rosji jest opracowywany w Centrum Naukowym Badań Fal Grawitacyjnych „Dulkyn” Republiki Tatarstanu.

Subtelne efekty grawitacji

Pomiar krzywizny przestrzeni na orbicie Ziemi (rysunek artysty)

Oprócz klasycznych efektów przyciągania grawitacyjnego i dylatacji czasu, ogólna teoria względności przewiduje istnienie innych przejawów grawitacji, które są bardzo słabe w warunkach ziemskich, a zatem ich wykrycie i eksperymentalna weryfikacja są bardzo trudne. Do niedawna przezwyciężenie tych trudności wydawało się poza możliwościami eksperymentatorów.

Wśród nich w szczególności można wymienić opór inercyjnych układów odniesienia (lub efekt Lense-Thirring) oraz pole grawitomagnetyczne. W 2005 roku sonda grawitacyjna B NASA przeprowadziła eksperyment o bezprecedensowej dokładności, aby zmierzyć te efekty w pobliżu Ziemi. Przetwarzanie uzyskanych danych trwało do maja 2011 r. i potwierdziło istnienie i wielkość skutków geodezyjnej precesji i oporu układów inercjalnych, choć z dokładnością nieco mniejszą niż pierwotnie zakładano.

Po intensywnych pracach nad analizą i ekstrakcją szumu pomiarowego, ostateczne wyniki misji zostały ogłoszone na konferencji prasowej w NASA-TV w dniu 4 maja 2011 r. i opublikowane w Physical Review Letters. Zmierzona wartość precesji geodezyjnej wynosiła -6601,8 ± 18,3 milisekundłuków rocznie, a efekt oporu - -37,2 ± 7,2 milisekundłuków rocznie (porównaj z wartościami teoretycznymi -6606,1 mas/rok i -39,2 mas/rok).

Klasyczne teorie grawitacji

Ze względu na fakt, że efekty kwantowe grawitacji są niezwykle małe nawet w najbardziej ekstremalnych warunkach eksperymentalnych i obserwacyjnych, nadal nie ma ich wiarygodnych obserwacji. Szacunki teoretyczne pokazują, że w zdecydowanej większości przypadków można ograniczyć się do klasycznego opisu oddziaływania grawitacyjnego.

Istnieje współczesna kanoniczna klasyczna teoria grawitacji – ogólna teoria względności oraz wiele hipotez i teorii o różnym stopniu rozwoju, które ją udoskonalają, konkurując ze sobą. Wszystkie te teorie dają bardzo podobne przewidywania w ramach przybliżenia, w jakim obecnie przeprowadzane są testy eksperymentalne. Poniżej przedstawiono niektóre z głównych, najlepiej rozwiniętych lub znanych teorii grawitacji.

Ogólna teoria względności

W standardowym podejściu ogólnej teorii względności (GR) grawitacja jest początkowo uważana nie za oddziaływanie sił, ale za przejaw krzywizny czasoprzestrzeni. Tak więc w ogólnej teorii względności grawitacja jest interpretowana jako efekt geometryczny, a czasoprzestrzeń rozpatrywana jest w ramach nieeuklidesowej geometrii riemannowskiej (dokładniej pseudo-riemannowskiej). Pole grawitacyjne (uogólnienie newtonowskiego potencjału grawitacyjnego), czasami nazywane też polem grawitacyjnym, w ogólnej teorii względności utożsamiane jest z tensorowym polem metrycznym - metryką czterowymiarowej czasoprzestrzeni, a natężenie pola grawitacyjnego - z afinią. połączenie czasoprzestrzeni, określone przez metrykę.

Standardowym zadaniem ogólnej teorii względności jest wyznaczenie składowych tensora metrycznego, które wspólnie określają geometryczne właściwości czasoprzestrzeni, zgodnie ze znanym rozkładem źródeł energii-pędu w rozważanym czterowymiarowym układzie współrzędnych. Z kolei znajomość metryki pozwala obliczyć ruch cząstek testowych, co jest równoznaczne ze znajomością właściwości pola grawitacyjnego w danym układzie. W związku z tensorowym charakterem równań GR, a także ze standardowym fundamentalnym uzasadnieniem jego sformułowania, uważa się, że grawitacja ma również charakter tensorowy. Jedną z konsekwencji jest to, że promieniowanie grawitacyjne musi być co najmniej rzędu kwadrupolowego.

Wiadomo, że w ogólnej teorii względności występują trudności ze względu na niezmienność energii pola grawitacyjnego, ponieważ energia ta nie jest opisana tensorem i może być teoretycznie określona na różne sposoby. W klasycznej ogólnej teorii względności również pojawia się problem opisania interakcji spin-orbita (ponieważ spin rozszerzonego obiektu również nie ma jednoznacznej definicji). Uważa się, że istnieją pewne problemy z jednoznacznością wyników i uzasadnieniem zgodności (problem osobliwości grawitacyjnych).

Jednak GR jest eksperymentalnie potwierdzony do niedawna (2012). Ponadto wiele alternatywnych dla einsteinowskich, ale standardowych dla współczesnej fizyki podejść do formułowania teorii grawitacji prowadzi do wyniku pokrywającego się z ogólną teorią względności w przybliżeniu niskoenergetycznym, które jest obecnie jedynym dostępnym do weryfikacji eksperymentalnej.

Teoria Einsteina-Cartana

Teoria Einsteina-Cartana (EC) została opracowana jako rozszerzenie GR, wewnętrznie zawierając opis wpływu na czasoprzestrzeń, oprócz energii-pędu, również spin obiektów. W teorii EC wprowadzono skręcanie afiniczne, a zamiast geometrii pseudo-Riemanna dla czasoprzestrzeni zastosowano geometrię Riemanna-Cartana. W rezultacie przechodzą od teorii metrycznej do afinicznej teorii czasoprzestrzeni. Otrzymane równania opisujące czasoprzestrzeń dzielą się na dwie klasy. Jeden z nich jest podobny do ogólnej teorii względności, z tą różnicą, że tensor krzywizny zawiera składowe o skręcaniu afinicznym. Druga klasa równań określa zależność między tensorem torsyjnym a tensorem spinowym materii i promieniowania. Wynikające z tego poprawki do ogólnej teorii względności w warunkach współczesnego wszechświata są tak małe, że nawet hipotetyczne sposoby ich pomiaru nie są jeszcze widoczne.