Спеціальна теорія відносності

Спеціальна теорія відносності (СТВ) — фізична теорія, опублікована Альбертом Ейнштейном 1905 року. Теорія стверджує, що всі фізичні закони мають однакове формулювання у всіх інерціальних ситемах відліку. Вона фактично замінює класичну механіку Ньютона, яка на той час була несумісною з рівняннями Максвелла з класичної електродинаміки. «Окрема» або «спеціальна» (останній термін виник в результаті невдалого буквального перекладу німецького слова speziell - окремий) теорія відносності не поширює дію своїх принципів на рух в неінерціальних системах відліку та на гравітаційні сили, тому в 1916 році Ейнштейн опублікував нову — загальну теорію відносності, яка пояснювала природу гравітації.

Загальна теорія відносності (ЗТВ) — теорія гравітації, опублікована Альбертом Ейнштейном в 1916 році. На відміну від нерелятивістської теорії гравітації Ньютона загальна теорія відносності придатна для опису гравітаційної взаємодії тіл, що рухаються зі швидкостями близькими до швидкості світла. Її також можна застосовувати у випадку сильних гравітаційних полів, що виникають, наприклад, поблизу нейтронних зір та чорних дір. У сонячній системі ефекти загальної теорії відносності проявляють себе незначними відхиленнями фактичних траєкторій руху планет та інших космічних тіл (у першу чергу Меркурія) від орбіт, розрахованих у рамках теорії Ньютона. Попри існування альтернативних теорій гравітації, загальна теорія відносності є загальноприйнятою в сучасній фізиці. Вона знайшла застосування в фізичній космології, яка пояснює еволюцію Всесвіту. Висновки теорії підтверджені низкою експериментальних спостережень. Однак, на відміну від спеціальної теорії відносності, спроби об'єднання загальної терії відносності з квантовою механікою з побудовою теорії квантової гравітації досі (станом на 2013) не мали успіху.

Історія  Альберт Ейнштейн опублікував спеціальну теорію відносності 1905 року, а з 1907 почав роздумувати над описом вільного падіння. Після тривалої роботи він у листопаді 1915 зробив доповідь на засіданні Прусської академії наук, в якій сформулював рівняння для визначення гравітаційного поля, що відомі як рівняння Ейнштейна. Рівняння Ейнштейна дуже важко розв'язати, тому Ейнштейн у своїх роботах використовував наближені розв'язки. Але вже 1916 року Карл Шварцшильд запропонував перший нетривіальний точний розв'язок сферично-симетричного гравітаційного поля, відомий як метрика Шварцшильда. Наступного року Ейнштейн застосував знайдений розв'язок для опису Всесвіту, і щоб добитися стаціонарного розв'язку, який відповідав би тодішнім уявленням, доповнив рівняння членом із космологічною сталою. Однак, упродовж 1920-х завдяки роботам Едвіна Габбла та інших астрономів, стало зрозуміло, що Всесвіт розширюється. Розширення Всесвіту описує теорія Олександра Фрідмана, запропонована 1922 року. 1919 року Артур Еддінгтон, спостерігаючи за небом навколо сонячного диску під час сонячного затемнення, виявив зміщення зірок зі своїх звичних положень, що свідчило на користь викривлення траєкторії світлових променів поблизу масивших тіл. Це відкриття негайно принесло Ейнштейну світову славу^[1]. Однак, повне визнання серед науковців загальна теорія відносності здобула лише в 1960-х роках, коли фізики ідентифікували квазари як галактики з чорними дірами в центрі. Стала можливою перевірка передбачень теорії, наприклад, гравітаційного червоного зміщення, в земних умовах.

Постулати спеціальної теорії відносності  Перший постулат (принцип відносності) Всяка фізична теорія має бути незмінною математично для будь-якого інерціального спостерігача. Жодна з властивостей Всесвіту не може змінитись, якщо спостерігач змінить стан руху. Закони фізики залишаються однаковими для усіх інерціальних систем відліку

Другий постулат (інваріантність швидкості світла) Швидкість світла у вакуумі є однаковою для всіх інерціальних спостерігачів в усіх напрямах і не залежить від швидкості джерела випромінювання. Разом з першим постулатом, цей другий постулат еквівалентний тому твердженню, що світло не потребує жодного середовища (такого як ефір) для розповсюдження

Передумови до виникнення теорії Принцип відносності був вперше сформульований Галілеєм. Відкидаючи застарілу концепцію руху Аристотеля, він стверджував, що рух, принаймні рівномірний та прямолінійний, відбувається «відносно чогось», і немає ніякої абсолютної системи відліку, відносно якої можна було б відштовхуватись в проведенні фізичних вимірювань. Галілей сформулював певний набір перетворень, які дозволяли переходити між системами відліку, та отримали назву перетворень Галілея. Галілей також сформулював п'ять законів руху. Після Галілея був Ньютон, що зменшив цей перелік до трьох законів. Все це добре працювало для матеріальних тіл, але залишалась проблема — світло. Ньютон вірив, що світло є «корпускулярним», тобто складається з частинок, але пізніше фізики зрозуміли, що адекватнішим поясненням природи світла є модель поперечних хвиль. Аналогічно тому, як механічні хвилі розповсюджуються в певному середовищі, так і хвилі світла мали би мати його для свого розповсюдження. Це гіпотетичне середовище отримало назву «світлового ефіру». Але воно повинно було б мати дещо незвичні властивості, зокрема бути надзвичайно жорстким, для того щоби забезпечити світлові таку велику швидкість, і в той же самий час бути майже невагомим та непомітним, адже інакше Земля би відчувала його протидію, при русі. Ідея ефіру була в якомусь розумінні відродженням ідеї абсолютної системи відліку — стаціонарної відносно ефіру. На початку 19 століття світло, електрику та магнетизм стали розуміти як різні аспекти електромагнітного ефірного поля. Рівняння Максвелла доводили, що прискорений рух заряджених об'єктів створює електромагнітне випромінювання, швидкість розповсюдження якого завжди є швидкістю світла. Ці рівняння базувалися на ідеї існування ефіру, в якому швидкість розповсюдження такого випромінювання не змінюється зі зміною швидкості джерела. Зрозуміло, що фізики намагались виміряти швидкість Землі відносно ефіру. Найвідоміша з таких спроб — експеримент Майкельсона-Морлі. Результати цих експериментів зійшлись в одному: швидкість світла не змінюється зі зміною швидкості спостерігача, тобто має бути інваріантною для всіх спостерігачів. Ще до появи СТВ, Гендрік Лоренц та інші вже помітили, що прояви електромагнітного поля можуть бути різними в залежності від стану спостерігача. Наприклад, один може не спостерігати магнітного поля в тому ж місці де інший, що рухається відносно першого, може. Врешті-решт, коли Лоренц запропонував свої правила перетворень, як альтернативу Галілеєвим, завданням Ейнштейна було вивести їх з фундаментальніших закономірностей без урахування існування ефіру. Ейнштейну хотілось знати, що є інваріантним відносно кожного спостерігача. В спеціальній теорії відносності формули перетворень Лоренца виводяться просто з основ геометрії та теореми Піфагора. Оригінальна теорія була опублікована в праці «До електродинаміки тіл, що рухаються» (1905). Термін «відносність» був запропонований Максом Планком для визначення процесів зміни фізичних законів для спостерігачів, що рухаються один відносно одного. СТВ зосереджується на дослідженні поведінки об'єктів та спостерігачів, які зостаються в спокої або рухаються зі сталою швидкістю. В цьому випадку говорять, що спостерігач перебуває в інерційній системі відліку. Зміни геометричних розмірів та швидкості плину часу в системах різних спостерігачів можуть бути порівняні за допомогою перетворень Лоренца. Розповсюджена помилка полягає в тому, що СТВ не може передбачити поведінку тіл, які рухаються з прискоренням (тобто для неінерціальних систем відліку). Але це не зовсім так. СТВ може передбачувати поведінку таких об'єктів за умов нульового або постійного гравітаційного поля, а також у системах відліку, які обертаються. У загальному випадку повинна застосовуватись загальна теорія відносності.