Istoria clasică a teoriei gravitației

Gravitația este un fenomen natural prin care toate lucrurile cu masă sunt aduse spre (sau gravitează) unul spre altul, inclusiv obiecte variind de la atomi și particule de lumină, planete și stele. Deoarece energia și masa sunt echivalente, toate formele de energie (inclusiv lumina) provoacă gravitație și sunt sub influența ei. Pe pământ, gravitația dă greutate obiectelor fizice, iar gravitația Lunii provoacă mareele oceanului. Atracția gravitațională a materiei gazoase inițiale prezentă în Univers a determinat-o să înceapă coalescența, formând stele – și ca stelele să se unească în galaxii – astfel încât gravitația este responsabilă pentru multe dintre structurile de mari dimensiuni din Univers. Gravitația are o gamă infinită, deși efectele sale devin din ce în ce mai slabe pe obiectele mai îndepărtate.

Gravitația este descrisă cel mai bine de teoria generală a relativității (propusă de Albert Einstein în 1915), care descrie gravitația nu ca o forță, ci ca o consecință a curburii spațiutimpului cauzată de distribuția neuniformă a masei. Exemplul cel mai extrem al acestei curburi a spațiului este o gaură neagră, din care nimic – nici măcar lumina – nu poate scăpa odată trecut de orizontul evenimentului găurii negre. [1] Cu toate acestea, pentru majoritatea aplicațiilor, gravitația este bine aproximată de legea lui Newton de gravitație universală, care descrie gravitația ca o forță care determină atragerea oricăror două corpuri între ele, cu forța proporțională cu produsul maselor lor și invers proporțională cu pătratul distanței dintre ele.

Gravitația este cea mai slabă dintre cele patru forțe fundamentale ale fizicii, de aproximativ 10³⁸ ori mai slabă decât forța tare, de 10³⁶ ori mai slabă decât forța electromagnetică și de 10²⁹ ori mai slabă decât forța slabă. Ca o consecință, nu are o influență semnificativă asupra nivelului particulelor subatomice [2]. În schimb, este forța dominantă la scară macroscopică și este cauza formării, formei și traiectoriei (orbitei) corpurilor astronomice. De exemplu, gravitația determină Pământul și celelalte planete să orbiteze Soarele, de asemenea determină Luna să orbiteze Pământul și provoacă formarea de maree, formarea și evoluția Sistemului Solar, stele și galaxii.

Cel mai timpuriu exemplu de gravitație din Univers, posibil sub forma gravitației cuantice, supergravității sau singularității gravitaționale, împreună cu spațiul și timpul obișnuit, s-a dezvoltat în timpul epocii Planck (până la 10⁻⁴³ secunde după nașterea Universului) posibil dintr-o stare primitivă, cum ar fi un vid fals, un vid cuantic sau o particulă virtuală, într-o manieră necunoscută în prezent [3]. Încercările de a dezvolta o teorie a gravitației în concordanță cu mecanica cuantică, o teorie a gravitației cuantice, care ar permite ca gravitația să fie unită într-un cadru matematic comun (o teorie a tuturor lucrurilor) cu celelalte trei forțe ale fizicii, reprezintă o arie actuală de cercetare.

Istoria teoriei gravitației

Revoluția științifică

Lucrările moderne asupra teoriei gravitaționale au început cu lucrările lui Galileo Galilei la sfârșitul secolului al XVI-lea și începutul secolului al XVII-lea. În experimentul său faimos (deși posibil apocrific [4]) prin care aruncă bile de pe Turnul din Pisa și mai târziu prin măsurători atente ale bilelor care se rostogoleau pe un plan înclinat, Galileo a arătat că accelerația gravitațională este aceeași pentru toate obiectele. Aceasta a fost o deviere majoră de la convingerea lui Aristotel că obiectele mai grele au o accelerație gravitațională mai mare. [5] Galileo a afirmat că postulat că rezistența la aer este motivul pentru care obiectele cu o masă mai mică pot cădea mai încet într-o atmosferă. Lucrările lui Galileo au stabilit scena pentru formularea teoriei gravitației a lui Newton [6].

Teoria lui Newton a gravitației

În 1687, matematicianul englez Sir Isaac Newton a publicat Principia, care face ipoteza legii pătratului invers a gravitației universale. În propriile cuvinte, „am dedus că forțele care țin planetele în orbuitele lor trebuie să fie reciproce cu pătratele distanțelor lor față de centrele pe care se învârt: și astfel am comparat forța necesară pentru a păstra Luna pe orbita ei cu forța de gravitație de la suprafața Pământului: și am găsit răspunsul destul de aproape.” [7] Ecuația este următoarea:

F = G·m₁m₂/r²

unde F este forța, m₁ și m₂ sunt masele obiectelor care interacționează, r este distanța dintre centrele maselor și G este constanta gravitațională.

Teoria lui Newton a avut cel mai mari succes când a fost folosită pentru a prezice existența lui Neptun pe baza mișcărilor lui Uranus, care nu puteau fi explicate prin acțiunile celorlalte planete. Calculele lui John Couch Adams și Urbain Le Verrier au prezis poziția generală a planetei, iar calculele lui Le Verrier au condus pe Johann Gottfried Galle la descoperirea lui Neptun.

O discrepanță în orbita lui Mercur a subliniat neajunsuri în teoria lui Newton. Până la sfârșitul secolului al XIX-lea, se știa că orbita sa a prezentat ușoare perturbații care nu puteau fi luate în considerare în întregime de teoria lui Newton, dar toate căutările pentru un alt corp perturbant (cum ar fi o planetă care orbitează chiar mai aproape de Soare decât Mercur) nu au avut succes. Problema a fost rezolvată în 1915 de noua teorie de relativitate generală a lui Albert Einstein, care a prezis o mică discrepanță pe orbita lui Mercur.

Deși teoria lui Newton a fost înlocuită de relativitatea generală a lui Einstein, cele mai moderne calcule gravitaționale non-relativiste sunt încă realizate folosind teoria lui Newton, deoarece este mai simplu de lucrat și oferă rezultate suficient de precise pentru majoritatea aplicațiilor care implică mase, viteze și energii suficient de mici.

Principiul echivalenței

Principiul echivalenței, explorat de o succesiune de cercetători, inclusiv Galileo, Loránd Eötvös și Einstein, exprimă ideea că toate obiectele cad în același fel și că efectele gravitației sunt nediscernabile de anumite aspecte ale accelerației și decelerației. Cea mai simplă modalitate de a testa principiul slabei echivalențe este de a scăpa două obiecte de diferite mase sau compoziții într-un vid și de a vedea dacă au atins terenul în același timp. Astfel de experimente demonstrează că toate obiectele cad cu aceeași viteză când alte forțe (cum ar fi rezistența la aer și efectele electromagnetice) sunt neglijabile. Testele sofisticate folosesc un echilibru de torsiune de tipul inventat de Eötvös. Experimentele prin satelit, de exemplu STEP, sunt planificate pentru experimente mai precise în spațiu. [8]

Formulările principiului echivalenței includ:

• Principiul echivalențe slabe: Traiectoria unei mase punctuale într-un câmp gravitațional depinde doar de poziția sa inițială și viteză și este independentă de compoziția sa [9].
• Principiul de echivalență einsteinian: Rezultatul oricărui experiment non-gravitațional local într-un laborator care cade liber este independent de viteza laboratorului și localizarea acestuia în spațiu. [10]
• Principiul echivalenței tari care impune ambele aspecte de mai sus.

Referințe

• 1) „HubbleSite: Black Holes: Gravity’s Relentless Pull”. hubblesite.org.
• 2) Krebs, Robert E. (1999). Scientific Development and Misconceptions Through the Ages: A Reference Guide (illustrated ed.). Greenwood Publishing Group. p. 133. ISBN 978-0-313-30226-8. Extract of page 133
• 3) Staff. „Birth of the Universe”. University of Oregon  – discusses „Planck time” and „Planck era” at the very beginning of the Universe
• 4) Ball, Phil (June 2005). „Tall Tales”. Nature News. doi:10.1038/news050613-10.
• 5) Galileo (1638), Two New Sciences, First Day Salviati speaks: „If this were what Aristotle meant you would burden him with another error which would amount to a falsehood; because, since there is no such sheer height available on earth, it is clear that Aristotle could not have made the experiment; yet he wishes to give us the impression of his having performed it when he speaks of such an effect as one which we see.”
• 6) Bongaarts, Peter (2014). Quantum Theory: A Mathematical Approach (illustrated ed.). Springer. p. 11. ISBN 978-3-319-09561-5. Extract of page 11
• 7) *Chandrasekhar, Subrahmanyan (2003). Newton’s Principia for the common reader. Oxford: Oxford University Press. (pp. 1–2). The quotation comes from a memorandum thought to have been written about 1714. As early as 1645 Ismaël Bullialdus had argued that any force exerted by the Sun on distant objects would have to follow an inverse-square law. However, he also dismissed the idea that any such force did exist. See, for example, Linton, Christopher M. (2004). From Eudoxus to Einstein—A History of Mathematical Astronomy. Cambridge: Cambridge University Press. p. 225. ISBN 978-0-521-82750-8.
• 8) M.C.W.Sandford (2008). „STEP: Satellite Test of the Equivalence Principle”. Rutherford Appleton Laboratory. Archived from the original on 28 September 2011. Retrieved 14 October 2011.
• 9) Paul S Wesson (2006). Five-dimensional Physics. World Scientific. p. 82. ISBN 981-256-661-9.
• 10) Haugen, Mark P.; C. Lämmerzahl (2001). Principles of Equivalence: Their Role in Gravitation Physics and Experiments that Test Them. Springer. Bibcode:2001LNP…562..195H. ISBN 978-3-540-41236-6. arXiv:gr-qc/0103067 . doi:10.1007/3-540-40988-2_10.