النسبية العامة: الفرق بين النسختين
| [نسخة منشورة] | [نسخة منشورة] |
تم حذف المحتوى تمت إضافة المحتوى
لا ملخص تعديل |
|||
سطر 40:
يتم تعريف النسبية الخاصة في غياب الجاذبية، لذلك فبالنسبة للطبيقات العملية هي نموذج مناسب كلما أمكن إهمال الجاذبية. فعند وضع الجاذبية في الاعتبار، وافتراض شمولية السقوط الحر؛ ينطبق المنطق المماثل كما في القِسم السابق: لا يوجد [[إطار مرجعي قصوري]] شامل، وبدلًا من ذلك هناك إطارات قصورية تقريبية تتحرك جنبًا إلى جنب مع الجسيمات المتساقطة سقوطًا حرًا. وبالترجمة إلى لغة الزمكان: الخطوط المستقيمة لشبيه الزمن التي تحدد الإطار القصوري الخالي من الجاذبية تتشوه إلى خطوط منحنية بالنسبة لبعضها البعض، مما يشير إلى أن تضمين الجاذبية يستلزم تغييرًا في هندسة الزمكان.<ref>{{Harvnb|Ehlers|1973|loc=sec. 1.4}}, {{Harvnb|Schutz|1985|loc=sec. 5.1}}</ref>
في البداية، ليس واضحًا ما إذا كانت الإطارات المحلية الجديدة في السقوط الحر تتزامن مع الأطر المرجعية التي تسري عليها قوانين النسبية الخاصة؛ هذه النظرية مبنية على انتشار الضوء، وبالتالي على الكهرومغناطيسية، التي يمكن أن يكون لها مجموعة مختلفة مع الإطارات المفضلة. ولكن باستخدام افتراضات مختلفة حول أطر النسبية الخاصة (مثل كونها ثابتة على الأرض، أو في السقوط الحر)، يمكن استنتاج تنبؤات مختلفة عن [[انزياح أحمر جذبوي|الانزياح الأحمر الجذبوي]]، أي الطريقة التي يتحول بها انتشار الضوء عبر [[حقل جاذبية|حقل الجاذبية]] (انظر [[النسبية العامة#انحراف الضوء وتأخير الزمن الثقالي|أدناه]]). وتشير القياسات الفعلية إلى أن أطر السقوط الحر هي تلك التي ينتشر فيها الضوء كما يحدث في النسبية الخاصة.<ref>{{Harvnb|Ehlers|1973|pp=17ff}}; يمكن الاطلاع على الاشتقاق في {{Harvnb|Mermin|2005|loc=ch. 12}}. للحصول على الأدلة التجريبية، قارن بالقسم [[النسبية العامة#تمدد الزمن الثقالي وتحوُّل التردد|تمدد الزمن الثقالي وتحوُّل التردد]]، أدناه</ref> يُعرف تعميم في هذا البيان، أي أن قوانين النسبية الخاصة لها تقدير تقريبي في أطر السقوط الحر المرجعية (وغير الدورية) بمبدأ تكافؤ أينشتاين، وهو مبدأ توجيهي حاسم لتعميم فيزياء النسبية الخاصة لكي تشمل الجاذبية.<ref>{{Harvnb|Rindler|2001|loc=sec. 1.13}}; للحصول على الحساب الأولي انظر {{Harvnb|Wheeler|1990|loc=ch. 2}}; ومع ذلك، هناك بعض الاختلافات بين النسخة الحديثة ومفهوم أينشتاين الأصلي المستخدَم في الاشتقاق التاريخي للنسبية العامة، cf. {{Harvnb|Norton|1985}}</ref>
بالنظر إلى شمولية السقوط الحر، لا يوجد تمييز ملحوظ بين حركة القصور الذاتي والحركة تحت تأثير قوة الجاذبية. وهذا يشير إلى تعريف فئة جديدة من حركة القصور الذاتي، وهي عن سقوط الأشياء في السقوط الحر تحت تأثير الجاذبية. هذه الفئة الجديدة من الحركات المفضلة تحدد أيضًا هندسة المكان والزمن؛ وفي المصطلحات الرياضية، هي الحركة الجيوديسية التي ترتبط [[اتصال (رياضيات)|باتصال]] معين والتي تعتمد على [[تدرج (رياضيات)|تدرج]] [[جهد التثاقل]]. أما المكان، في هذا البناء، فلا يزال لديه [[هندسة إقليدية|الهندسة الإقليدية]] العادية. ومع ذلك، الزمكان ككل هو أكثر تعقيدًا، كما هو مبَيَّن باستخدام تجارب فكرية بسيطة تتبع مسارات السقوط الحر لجسيمات الاختبار المختلفة، فإن نتيجة نقل متجهات الزمكان التي يمكن أن تدل على سرعة الجسيم (متجهات شبيه الزمن) ستختلف مع مسار الجسيم؛ ورياضيًا، فإن الاتصال النيوتوني غير قابل [[نظام متكامل|للتكامل]]. ومِن هذا، يمكن استنتاج أن الزمكان هو منحني. إن [[نظرية نيوتن-كارتان]] الناتجة هي صياغة هندسية للجاذبية النيوتونية باستخدام مفاهيم متغايرة فقط، أي وصف صالح في أي نظام إحداثي مرغوب.<ref>{{Harvnb|Ehlers|1973|loc=sec. 1.2}}, {{Harvnb|Havas|1964}}, {{Harvnb|Künzle|1972}}. تم وصف تجربة التفكير البسيطة في المسألة أولًا في {{Harvnb|Heckmann|Schücking|1959}}</ref> وفي هذا الوصف الهندسي ترتبط [[قوة المد والجزر|تأثيرات المد والجزر]] - التسارع النسبي للأجسام في السقوط الحر - بمشتق الاتصال، مما يوضح كيف أن الهندسة المعدَّلة سبَبها وجود الكتلة.<ref>{{Harvnb|Ehlers|1973|pp=10f}}</ref>
سطر 185:
يتيح الرصد الفلكي لمعدَّل التوسع الكوني بتقدير المقدار الكلّي للمادة في الكون، على الرغم من أن طبيعة هذه المادة تظل غامضة جزئيًا. ويبدو أن حوالي 90% من جميع المواد هي [[مادة مظلمة]]، والتي لها كتلة (أو تأثير جذبوي مكافئ) لكنها لا تتفاعل كهرومغناطيسيًا، وبالتالي لا يمكن رصدها مباشرةً.<ref>الدليل على ذلك يأتي من تحديد الوسائط الكونية وعمليات الرصد الإضافية التي تشمل ديناميكية المجرات وعناقيد المجرات cf. {{Harvnb|Peebles|1993|loc=ch. 18}}, دليل من عدسة الجاذبية، cf. {{Harvnb|Peacock|1999|loc=sec. 4.6}}, وعمليات محاكاة لتكوين البنية واسع النطاق، انظر {{Harvnb|Springel|White|Jenkins|Frenk|2005}}</ref> لا يوجد وصف مقبول بشكل عام لهذا النوع الجديد من المادة في إطار [[فيزياء الجسيمات]] المعروفة<ref>{{Harvnb|Peacock|1999|loc=ch. 12}}, {{Harvnb|Peskin|2007}}; بشكل خاص، تشير عمليات الرصد إلى أن كل هذه المادة ما عدا جزء ضئيل منها ليس في صورة [[جسيم أولي|جسيمات أولية]] معتادة ("مادة غير [[باريون]]ية"), cf. {{Harvnb|Peacock|1999|loc=ch. 12}}</ref> أو غير ذلك.<ref>أي أن بعض الفيزيائيين تسائلوا عما إذا كان دليل المادة المظلمة هو في الواقع دليل على الانحرافات عن الوصف الأينشتايني (والنيوتني) للجاذبية {{Harvnb|Mannheim|2006|loc=sec. 9}}</ref> تُظهر الأدلة الرصدية من مسوحات الانزياح نحو الأحمر للمستعرات العظمى البعيدة وقياسات الإشعاع الخلفي الكوني أيضًا أن تطور كوننا تأثر بشكل كبير بثابت كوني ينتج عنه تسارع في التوسع الكوني أو، بشكل مكافئ، من خلال شكل من الطاقة له [[معادلة حالة]] غير عادية، معروفة باسم [[الطاقة المظلمة]]، حيث أن طبيعتها تبقى غير واضحة.<ref>{{Harvnb|Carroll|2001}}; تم تقديم نظرة عامة سهلة المنال في {{Harvnb|Caldwell|2004}}. هنا أيضًا جادل العلماء بأن الدليل يشير ليس إلى شكل جديد من الطاقة، ولكن إلى الحاجة إلى إجراء تعديلات في نماذجنا الكونية cf. {{Harvnb|Mannheim|2006|loc=sec. 10}}; ولا حاجة لأن تكون التعديلات المذكورة هي تعديلات في النسبية العامة، ولكن قد تكون - على سبيل المثال - تعديلات في طريقة تعاملنا مع عدم التجانس في الكون cf. {{Harvnb|Buchert|2008}}</ref>
تم افتراض [[تضخم كوني|التضخم الكوني]]<ref>مقدمة جيدة هي {{Harvnb|Linde|2005}}; وللاطلاع على مراجعة أحدث، انظر {{Harvnb|Linde|2006}}</ref> سنة 1980، وهي مرحلة إضافية من التوسع المتسارع بقوة في الأزمنة الكونية حول 10<sup>−33</sup> ثوان، من أجل حساب عدة عمليات رصد محيرة لم تفسرها النماذج الكلاسيكية، مثل التجانس المثالي تقريبًا للإشعاع الخلفي الكوني.<ref>بشكل أدق، هؤلاء هن [[مشكلة التسطيح]]، و[[مشكلة الأفق]]، و[[مشكلة أحادي القطب]]، يمكن الاطلاع على مقدمة پيداجوجية {{Harvnb|Narlikar|1993|loc=sec. 6.4}}, انظر أيضًا {{Harvnb|Börner|1993|loc=sec. 9.1}}</ref> أدت القياسات الحديثة للإشعاع الخلفي الكوني إلى أول دليل على هذا السيناريو.<ref>{{Harvnb|Spergel|Bean|Doré|Nolta|2007|loc=sec. 5,6}}</ref> ومع ذلك، هناك مجموعة مذهلة من السيناريوهات التضخمية المحتمَلة والتي لا يمكن أن تُقيَّد من خلال الرصد الحالي.<ref>بشكل أوضح، إن الوظيفة [[إحتمالية|المحتملة]] التي تعتبر حاسمة في تحديد ديناميكية [[inflaton]] يتم افتراضها ببساطة لكنها ليست مستمدة من نظرية فيزيائية ضمنية</ref> وحتى السؤال الأكبر الذي هو فيزياء الكون الأقدم، قبل مرحلة التضخم وبالقرب من حيث ما تنبأت النماذج الكلاسيكية [[تفرد جذبوي|بتفرد]] الانفجار العظيم. تتطلب الإجابة الموثوقة نظرية كاملة للجاذبية الكمية، والتي لم يتم تطويرها بعد.<ref>{{Harvnb|Brandenberger|2008|loc=sec. 2}}</ref> (انظر القسم [[النسبية العامة#الجاذبية الكمية|الجاذبية الكمية]] أدناه).
=== السفر عبر الزمن ===
سطر 205:
اعتَمدت الدراسات المبكرة للثقوب السوداء على حلول واضحة لمعادلات أينشتاين، وبشكل خاص حل شوارزشيلد المتناظر كرويًا (يُستخدَم لوصف الثقب الأسود [[زمكان ساكن|الساكن]]) و[[مترية كير|حل كير]] المتناسق مع المحور (يُستخدَم لوصف الثقب الأسود الدوار و[[زمكان مستقر|المستقر]]، وتقديم ميزات مثيرة للاهتمام مثل الإرجوسفير). وباستخدام الهندسة العالمية، كشفت الدراسات اللاحقة عن خصائص عامة للثقوب السوداء. فهي مع الوقت تصبح أجسامًا بسيطة نوعًا ما تتميز بأحد عشر وسيطًا محددًا: الشحنة الكهربائية والكتلة-الطاقة و[[زخم الحركة|الزخم الخطي]] و[[زخم زاوي|الزخم الزاوي]] والموقع في وقت محدد. ذُكِر هذا في [[مبرهنة اللاشعر|مبرهنات تفردية الثقوب السوداء]]: "الثقوب السوداء ليس لديها شَعر"، فلا علامات مميزة مثل تسريحات شعر البشر. وبصرف النظر عن تعقيد جسم جذبوي ينهار ليُكَوِّن ثقبًا أسودًا، فإن الجسم الناتج (يبعث موجات ثقالية) هو بسيط للغاية.<ref>للخطوات الأولى cf. {{Harvnb|Israel|1971}}; انظر {{Harvnb|Hawking|Ellis|1973|loc=sec. 9.3}} أو {{Harvnb|Heusler|1996|loc=ch. 9 and 10}} للاستنباط {{Harvnb|Heusler|1998}} وكذلك {{Harvnb|Beig|Chruściel|2006}} كنظرات عامة على نتائج أحدث</ref>
هناك مجموعة عامة من القوانين المعروفة ب[[الديناميكا الحرارية للثقب الأسود]]، والتي تتشابه مع [[قوانين الديناميكا الحرارية]]. على سبيل المثال، بحسب القانون الثاني لميكانيكا الثقب الأسود فإن مساحة أفق الحدث لثقب أسود عام لن تتناقص بمرور الزمن، على غرار [[إنتروبيا|إنتروپيا]] النظام الديناميكي الحراري. وهذا يحد من الطاقة التي يمكن استخراجها بالوسائل الكلاسيكية من ثقب أسود دوار (مثل [[آلية بنروز|عملية پنروز]]).<ref>تم وصف قوانين ميكانيكية الثقب الأسود لأول مرة في {{Harvnb|Bardeen|Carter|Hawking|1973}}; لمزيد من التقديم الپيداجوجي {{Harvnb|Carter|1979}}; لمراجعة أحدث، انظر {{Harvnb|Wald|2001|loc=ch. 2}}. مقدمة شاملة بحجم كتاب تتضمن مقدمة إلى الرياضيات اللازمة {{Harvnb|Poisson|2004}}. من أجل عملية پنروز، انظر {{Harvnb|Penrose|1969}}</ref> هناك أدلة قوية على أن قوانين ميكانيكا الثقب الأسود هي في الواقع مجموعة فرعية من قوانين الديناميكا الحرارية، وأن مساحة الثقب الأسود متناسبة مع إنتروپياتها.<ref>{{Harvnb|Bekenstein|1973}}, {{Harvnb|Bekenstein|1974}}</ref> وهذا يؤدي إلى تعديل القوانين الأصلية لميكانيكا الثقب الأسود: على سبيل المثال، بما أن القانون الثاني لميكانيكا الثقب الأسود يصبح جزءًا من القانون الثاني للديناميكا الحرارية، فإنه من الممكن أن تتناقص مساحة الثقب الأسود، طالما أن العمليات الأخرى تضمن هذا، وبشكل عام فإن الإنتروپيا تتزايد. كما أجسام الديناميكا الحرارية ذات درجة حرارة غير صفرية، فإن الثقوب السوداء يجب أن تبعث [[إشعاع حراري|إشعاعًا حراريًا]]. وتشير الحسابات شبه الكلاسيكية إلى أنها تفعل ذلك بالفعل. حيث تلعب الجاذبية السطحية دور درجة الحرارة في [[قانون بلانك|قانون پلانك]]، ويُعرف هذا الإشعاع ب[[إشعاع هوكينج]] (انظر قسم [[النسبية العامة#نظرية المجال الكمي في الزمكان المنحني|نظرية الكم]] أدناه).<ref>حقيقة أن الثقوب السوداء تشع، ميكانيكيًا كميًا، تم استنباطها لأول مرة في {{Harvnb|Hawking|1975}}; للاطلاع على استنباط أكثر شمولية {{Harvnb|Wald|1975}}. تم تقديم مراجعة في {{Harvnb|Wald|2001|loc=ch. 3}}</ref>
هناك أنواع أخرى من الآفاق، ففي الكون المتوسع، قد يجد المراقِب أن بعض مناطق الماضي لا يمكن رصدها (أفق الجسيمات)، وأن بعض مناطق المستقبل لا يمكن أن تتأثر (أفق الحدث).<ref>{{Harvnb|Narlikar|1993|loc=sec. 4.4.4, 4.4.5}}</ref> وحتى في مكان مينكوفسكي المسطح، عندما يتم وصفه من قِبل مراقب متسارع ([[إحداثيات ريندلر]])، ستكون هناك آفاق مرتبطة بإشعاع شبه كلاسيكي يُعرف بإشعاع أونرو.<ref>Horizons: cf. {{Harvnb|Rindler|2001|loc=sec. 12.4}}. Unruh effect: {{Harvnb|Unruh|1976}}, cf. {{Harvnb|Wald|2001|loc=ch. 3}}</ref>
| |||