Вся физика в 15 уравнениях

Доминирующие эффекты для космологии

После открытия в 1917 г. общей теории относительности Альбертом Эйнштейном пространство (на самом деле пространство-время) перестало быть однородной и неизменной сеткой. Это все еще сетка, но деформированная, сжатая, раздутая, изогнутая и скрученная там, где присутствует материя.

Эти искажения и искривления изменяют траектории движения небесных (и земных!) объектов: мы интерпретируем это как силу, которую называем «гравитацией». Уравнение Ньютона раньше говорило:

«Объекты, имеющие массу, притягивают друг друга».

Эйнштейн внес следующую поправку:

«Массивные объекты искривляют пространство-время вокруг себя. Другие объекты чувствуют это искривление, и результат взаимодействия кажется притяжением».

В нашей повседневной среде решения уравнений Эйнштейна очень мало отличаются от решений уравнений Ньютона, и яблоки падают именно там, где их ожидают. Единственным и хорошо известным примером практического использования общей теории относительности являются спутниковые системы геопозиционирования, такие как GPS или Глонасс: положение приемника GPS/Глонасс на Земле определяется по измерению времени задержки прохождения радиосигналов от нескольких спутников к приемнику. Это должны быть очень точные измерения расстояния между движущимися и неподвижными объектами, кроме того, находящимися в гравитационном поле Земли. Релятивистские эффекты в этом случае становятся вполне заметными, и они были учтены, когда данные системы разрабатывались.

Даже в масштабах Солнечной системы отклонения от закона Ньютона очень малы: крошечное смещение световых лучей, мизерное продвижение Меркурия по своей орбите…

Сила общей теории относительности проявляется только на очень больших пространственных или временных масштабах. Объединяя взаимодействием пространство, время и материю, она дает физикам возможность изучать геометрию и структуру всей Вселенной. Современная космология родилась из этого уравнения в результате развития приборов наблюдения.