Gaură neagră

O gaură neagră este un obiect astronomic limitat de o suprafață în interiorul căreia câmpul

gravitațional este atât de puternic, încât nimic nu poate scăpa din interiorul aceastei

suprafațe, cunoscută și sub denumirea de „orizontul evenimentului”. Nici măcar radiația

electromagnetică (de ex. lumina) nu poate scăpa dintr-o gaură neagră, astfel încât interiorul

unei găuri negre nu este vizibil, de aici provenind și numele. Gaura neagră are în centrul ei o

regiune cunoscută și drept „singularitate".

La suprafața limită gravitația este atât de mare, încât nicio rază (particolă) de lumină din

interiorul găurii nu are energie suficientă pentru a scăpa în afară. La această suprafață limită

deplasarea gravitațională spre roșu este infinit de mare.

Viteza de scăpare gravitațională este la suprafața limită egală cu viteza luminii, așa încât raza

suprafeței limită este egală cu raza traiectoriei circulare, numită „raza Schwarzschild”.

Conceptul de obiecte al căror câmp gravitațional este prea puternic pentru a permite luminii să

scape a fost prima oara propus in secolul al XVIII-lea de către John Michell și Pierre-Simon

Laplace. Prima soluție modernă a teoriei generale a relativității referitor la găurile negre a fost

găsită de Karl Schwarzschild în 1916, deși interpretarea sa ca o regiune a spațiului din care nimic

nu poate scăpa nu a fost pe deplin apreciată timp de încă patru decenii. Mult timp considerată

doar o curiozitate matematică, abia in anii ’60 o serie de lucrări teoretice au arătat că găurile

negre erau o consecință generică a relativității generale. Descoperirea stelelor neutronice a stârnit

interesul pentru obiectele compacte, formate prin colaps gravitațional ca o posibilă realitate

astrofizică.

Găurile negre de masa stelară se formeaza prin colapsul stelelor de masă mare într-o supernovă

la sfârșitul vieții lor. După formare gaura neagră poate continua să crească absorbind masă din

vecinătatea ei. Prin absorbirea de stele precum și prin contopirea cu alte găuri negre se pot forma

găuri negre super-masive cu mase de milioane de ori mai mare decât cea a Soarelui.

În ciuda invizibilității interiorului, prezența unei găuri negre poate fi dedusă prin interacțiunea cu

restul materiei. Astronomii au identificat numeroase posibile găuri negre stelare în sistemele

binare, studiind interacțiunea lor cu stelele companion. În momentul de față se înregistrează o

puternică tendință spre consens asupra acceptării ideii că în centul majorității galaxiilor se află o

gaură neagră super-masivă. Ca un caz particular, există dovezi solide ce indică existența unei

găuri negre de peste patru milioane de mase solare în centrul Căii Lactee.

Noțiunea de corp suficient de masiv încât să nu permită nici măcar luminii să scape a fost pentru

prima oară menționată în 1783 de geologul John Mitchell în lucrarea sa adresată Societății

Regale din Anglia:

„Dacă raza unei sfere, cu aceeași densitate ca cea a Soarelui, ar depăși raza acestuia într-o

proporție de 500 la 1, un corp ce ar cădea de la o înălțime foarte mare - infinită - ar avea la contact

viteza egală cu viteza luminii. Lumina este la rândul ei atrasă de aceeași forță, proporțională cu

masa inerțială a sferei. În consecință toată lumina emisă de un astfel de corp ar fi imediat atrasă de

forța lui gravitațională.”

—John Michell[1]

În 1796 Matematicianul Pierre-Simon Laplace susține ideea lui Mitchell în primele doua ediții

din cartea Expoziția Sistemului Lumii ).[2][3]

; dar ideea era neverosimilă în secolul al XIX-lea

când încă nu se știa că lumina este influențată de forța gravitațională (lumina era considerată o

undă fără masă și ca atare nu putea fi influențată de gravitație).[4]

În 1915 Einstein publică Teoria relativității generalizate, în prealabil demonstrând faptul că

lumina este influențată de forța gravitațională. Câteva luni mai târziu Karl Schwarzschild găseste

o soluție a ecuațiilor de câmp ale lui Einstein ce descrie cîmpul gravitațional al unui corp sferic,

simetric, nerotativ.[5]

Cateva luni mai târziu, Johannes Droste, un student al lui Hendrik Lorentz,

a obținut separat aceeasi soluție pentru o masă punctiformă descriind amănunți proprietațile

acesteia.[6]

Această soluție are un comportament straniu pentru o anumită zonă (numită acum

Raza Schwarzschild) generând o singularitate, adică o parte din termenii ecuațiilor lui Einstein

deveneau infinit. Natura acestei suprafețe nu a fost pe deplin înțeleasă la momentul respectiv. În

1924, Arthur Eddington a arătat că singularitatea dispărea după o schimbare a coordonatelor,

abia in 1933 Georges Lemaître a realizat că de fapt aceasta înseamnă că sistemul de coordonate

nu este unul fizic.[7]

În 1931 Subrahmanyan Chandrasekhar susține în conformitate cu teorie relativității, un corp care

nu mai emite radiații și are masa mai mare decât o anumită limită (numită limita Chandrasekhar

la 1,4 mase solare) trebuie să aiba densitate infinită. Cu alte cuvinte obiectul trebuie sa aiba raza

zero.[8]

Acestor argumente li s-au opus mulți cercetători ai vremii, precum Eddington și Lev

Landau, care susțineau că un mecanism necunoscut încă ar oprii colapsul.[9]

Aceștia aveau parțial

dreptate: o pitică albă puțin mai masivă decât limita Chandrasekhar va da naștere in urma

colapsului gravitațional unei stele neutonice,[10]

care (conform principiului de excluziune al lui

Pauli) este stabilă.

În 1939 Robert Oppenheimer și H. Snyder emit ideea că stelele neutronice de peste aproximativ

trei mase solare (limita Tolman–Oppenheimer–Volkoff) devin în urma colapsului găuri negre din

motivele indicate de Chandrasekhar, și au concluzionat că este improbabil ca vre-o lege a fizicii

să prevină (cel puțin pentru unele stele) transformarea în găuri negre.[11]

Oppenheimer și colaboratorii săi interpretează singularitatea de la limita razei Schwarzchild ca

fiind granița unei zone în care timpul se oprește. Acest punct de vedere este valabil pentru un

observator extern, nu si pentru un observator care se prăbușește spre singularitate. Datorita

acestei proprietăți respectivele stele au fost numite stele [12]

înghețate (observatorul extern ar

vedea suprafața stelei înghețată în timp la momentul în care colapsul duce steaua sub limita razei

Schwarzschild).

În 1958, David Finkelstein identifică suprafața Schwarzschild pe care o numește orizontul de

evenimente, ca fiind o membrană perfect unidirecțională : cauzalitatea o poate traversa într-un

singur sens.[13]

Aceste concluzii nu contrazic în mod direct rezultatele lui Oppenheimer, ci mai

degrabă le completează prin includerea punctului de vedere al unui observator care se prăbușește

spre singularitate. În 1967 Stephen Hawking și Roger Penrose demonstrează că ideea de gaură

neagră a plecat de la teoria relativității a lui Einstein iar în unele cazuri formarea lor este

inevitabilă. Interesul general crește odată cu descoperirea pulsarilor (stele care emit un semnal

radio regulat).[14][15]

ce s-au aratat a fi stele neutronice ce se rotesc foarte rapid.[16]

Stelele

neutronice erau privite până atunci (ca și găuri negre), ca fiind simple curiozități strict teoretice.

În 1976 Stephen Hawking demonstrează că, odată formată o gaură neagră, ea începe să piardă

din masă radiind energie (radiație Hawking), fapt ce intră în contradicție cu fizica cuantică. În

2004 Este descoperit un grup de găuri negre ce duce la noi teorii privind distribuția găurilor

negre în univers și la concluzia că există de cinci ori mai multe găuri negre decât s-a presupus

până acum.

Samir Mathur din Ohio State University, demonstrează că modelând o gaură neagră

conform teoriei corzilor, aceasta apare ca o mare „încurcătură de corzi”, radiația Hawking

emisă de către aceasta având și informații legate de ce este înăuntru. Teoria corzilor

susține un model al universului care are la bază corzi mici vibrante, în loc de particule

punctiforme.

În Iulie 2004

În constelația Ursa Mare este descoperită o gaură neagră gigantică (Q0906+6930),

dimensiunea găurii negre, precum și vârsta sa aproximativă pot oferi informații despre

vârsta universului.

Hawking rezolvă paradoxul găurilor negre, demonstrând ca radiația emisă de o gaură

neagră conține informații referitoare la conținutul acesteia, dar această informație este

foarte greu de descifrat de către om, neavând nimic în comun cu informația care a intrat

în gaura neagră.

În Noiembrie 2004 Un grup de cercetători au descoperit o gaură neagră în galaxia noastră,

orbitând la trei ani lumină de constelația Săgetătorului. În Februarie 2005 SDSS

J090745,0+24507, o stea gigantică, părăsește Calea Lactee având o viteză de două ori mai mare

decât în mod normal (aproximativ 0,0022 din viteza luminii), fapt care dovedește existența unei

găuri negre foarte mari în centrul galaxiei. Au existat rapoarte de observare a unor găuri negre

microscopice, pe Pământ, în acceleratoare de particule, dar nu s-a putut dovedi existența lor.

Telescopul Hubble a identificat recent două grupuri de găuri negre M15 și G1, dar care nu se află

in Calea Lactee. Aprilie 2006 NASA simulează contopirea a două găuri negre. Steve Allen prin

studiile efectuate de NASA cu Chandra, demonstrează că putem folosi găurile negre și sub formă

de combustibil.

Proprietăți fizice

Teorema unicității găurilor negre afirmă că, odată ce devine stabilă, după formare, o gaură

neagră, este caracterizată de doar trei parametrii fizici independenți: masă, sarcina electrică și

momentul cinetic.[17]

Oricare două găuri negre ce au aceleași valuri pentru acești trei

parametrii,nu pot fi diferențiate conform mecanicii clasice (non-cuantică). Aceste proprietăți sunt

speciale prin aceea că sunt observabile din exterior. De exemplu, o gaură neagră încarcată

electric respinge alte sarcini de acelși sens la fel ca oricare alt obiect. În mod similar, masa totală

din interiorul unei sfere ce conține o gaură neagră poate fi aflată folosind corespondentele

gravitaționale ale legii lui Gauss, la distanțe mati de gaura neagră. [18]

De asemenea momentul

cinetic poate fi măsurat de la distanță.

Cea mai simplă gaură neagră are masă, dar nu are moment cinetic. Aceste găuri negre sunt

adesea denumite găuri negre Schwarzschild, după fizicianul german Karl Schwarzschild, care a

descoperit soluția ecuațiilor de câmp ale lui Einstein din 1915.[5]

Aceasta a fost prima soluție

exactă în teoria relativității generale din domeniul ecuațiilor lui Einstein care a fost descoperită,

și în conformitate cu teorema relativității a lui Birkhoff numai soluția vacuum prezintă o simetrie

sferică a spațiului-timp.[19]

Acest lucru înseamnă că nu există nicio diferență observabilă între

câmpul gravitațional al unei astfel de găuri negre și oricare alt obiect sferic de masă

asemănătoare. Noțiunea populară a unei găuri neagre că "atrage în ea tot " din ceea ce există în

apropierea sa este, prin urmare corectă doar aproape de limita orizontului găurii negre; mai

departe, câmpul gravitațional extern este identic cu al oricărui alt corp cu masă asemănătoare[20]

În general soluțiile găurilor negre au fost descoperite mai târziu, în secolul 20. Soluția Reissner-

Nordström descrie o gaură neagră cu sarcină electrică, în timp ce Kerr metrice randamentele o

gaură neagră prin rotație. Mai mult în general, cunoscut staționare soluție Black Hole, Kerr-

Newman metrice, descrie atât de încărcare și, momentului cinetic.

Formarea

Când o stea de aproximativ 20 de ori mai mare ca Soarele își epuizează "combustibilul" intră în

colaps nemaiputând să susțină toate reacțiile ce au loc în interiorul ei. Ea explodează provocând

o explozie de proporții numită supernovă. Dar miezul stelei rămâne compact iar colapsul

continuă. Particulele miezului se zdrobesc una de alta din cauza propriei gravitații până când tot

ce rămâne este o gaură neagră.

O explicație schematică a unei găuri negre ar fi următoarea:

Se cunoaște faptul că masa distorsionează spațiul. Ce vrea să înseamne aceasta? Dacă spațiul ar

fi un un plan întins pentru ca Terra să poată exista în el, distorsionează. În locul unde se află

Pământul, spațiul nu mai este plan ci curbat deoarece se produce o adâncitură cauzată de masa

Pământul. O gaură neagră produce o adâncitură extrem de mare în spațiu.

Un exemplu practic ar fi următorul:

Avem un lac. Ne imaginăm că acesta reprezintă spațiul. Punem câteva sfere în el care plutesc și

care reprezintă corpurile cerești. Dacă în lacul respectiv ar apărea un vârtej de apă foarte puternic

și mai ales adânc, toata apa (care reprezintă spațiul), și odată cu el și sferele (corpurile cerești) ar

fi atrase în acel vârtej, puterea cu care apa (spațiul) este atrasă în vârtej este atât de mare încât

sferelor le este imposibil să scape.

Componența și efectele

La marginea unei găuri negre există o "graniță" invizibilă numită orizontul evenimentului. Odată

depășită această graniță nimic nu poate scăpa din gaura neagră, nici măcar lumina, motiv pentru

care tot ceea ce se întâmplă într-o gaură neagră rămâne invizibil . În interiorul unei găuri negre,

în ciuda aparențelor, se presupune că este extrem de luminos, deoarece lumina este și ea prinsă în

gaura neagră. Materia absorbită de gaura neagră este supusă diverselor efecte fizice precum și

comprimării. În centrul unei găuri negre se află unul dintre cele mai misterioase fenomene fizice:

singularitatea. Singularitatea este un punct de volum ce tinde spre zero dar care conține o masă

ce tinde spre infinit. În cazul unei găuri negre, singularitatea este masa unei întregi stele de

minim 20 de ori mai mare ca Soarele nostru, concentrată într-un punct al spațiului. Singularitatea

are o forță gravitațională colosală, ea dând forța de atracție a unei găuri negre.

O gaură neagră poate îngloba extrem de multă materie, în ciuda dimensiunilor ei nu tocmai mari,

deoarece ea comprimă materia. Materia atrasă de o gaură neagră nu intra în ea cu o traiectorie

dreaptă, ci rotindu-se în formă de spirală, apropiindu-se din ce în ce mai mult de gaură. În timp

ce gaura neagră absoarbe multă materie din cauza rotirii acesteia în jurul găurii, gaura neagră

doar pare neagră din cauza culorii materiei care, în timp ce se rotește poate depăși de zeci de ori

mărimea găurii negre. Dar gaura neagră rămâne în centrul cercului de materie, fiind vizibilă.

O gaură neagră super-masivă este un adevărat "monstru" spațial. Ea este de milioane de ori mai

mare decât o gaură neagră obișnuită și poate captura de miliarde de ori mai multă materie decât

conține Soarele nostru. Acești "monștri" pot absorbi galaxii întregi. Majoritatea galaxiilor de

mari proporții (de ex: Calea Lactee) au în centrul lor o gaura neagră super-masivă.

Despre găurile negre

„

Dacă raza unei sfere, cu aceeași densitate ca cea a Soarelui, ar depăși raza acestuia

într-o proporție de 500 la 1, un corp ce ar cădea de la o înălțime foarte mare -

infinită - ar avea la contact viteza egală cu viteza luminii. Lumina este la rândul ei

atrasă de aceeași forță, proporțională cu masa inerțială a sferei. În consecință toată

lumina emisă de un astfel de corp ar fi imediat atrasă de forța lui gravitațională.

”

John Mitchell – 1783, într-o lucrare adresată Societății Regale din Anglia

Dacă miezul lăsat în urmă de către explozia unei supernove are masa mai mare decât cea a

soarelui nostru, forța care ține laolaltă neutronii nu este suficient de mare ca să poată echilibra

forța gravitațională proprie. Miezul continuă să se stingă. În momentul în care masa miezului

este suficient de concentrată, forța gravitațională a acestuia este imensă.

Această forță nu se poate explica în fizica clasică și astronomii folosesc teoria relativității a lui

Einstein ca să explice comportamentul luminii și al materiei față de această imensă forță

gravitațională.

Potrivit relativității generale, spațiul din jurul miezului este atât de puternic curbat încât atrage și

lumina. O stea de zece ori mai mare decât soarele nostru se poate transforma într-o gaură neagră

doar dacă se comprimă până la un diametru de aproximativ 90 km sau chiar mai puțin.

Teoria relativitatii generale

Relativitatea generală sau teoria relativității generale este teoria geometrică a gravitației,

publicată de Albert Einstein în 1916. Ea constituie descrierea gravitației în fizica modernă,

unifică teoria relativității restrânse cu legea gravitației universale a lui Newton, și descrie

gravitația ca o proprietate a geometriei spațiului și timpului (spațiu-timp). În particular,

curbura spațiu-timp este legată direct de masa-energia și impulsul materiei respectiv a radiației.

Relația fundamentală a teoriei relativității generale este dată de ecuațiile de câmp ale lui Einstein,

un sistem de ecuații cu derivate parțiale.

Predicțiile relativității generale diferă semnificativ de cele ale fizicii clasice, mai ales în ce

privește structura mărimilor fizice: timp, metrica spațiului fizic real, energia, dar și asupra teoriei

propagării luminii în spațiul fizic. Exemple de astfel de diferențe sunt dilatarea temporală

gravitațională, deplasarea spre roșu gravitațională a luminii, și întârzierea gravitațională.

Prviziunile relativității generale au fost confirmate de observațiile empirice efectuate în toate

domeniile științelor experimentale. Deși relativitatea generală nu este singura teorie relativistă a

gravitației, ea reprezintă cea mai simplă teorie în acord cu datele experimentale. Totuși, teoria,

nu oferă răspuns la câteva dileme teoretice, cea mai fundamentală dintre acestea fiind

modalitatea în care se poate unifica teoria gravitației generale cu legile mecanicii cuantice care să

conducă la o teorie completă și consistentă cu ea însăși a gravitației cuantice.

Teoria lui Einstein are implicații astrofizice importante. Din ea decurge posibilitatea existenței

găurilor negre—regiuni de ale Universului în care spațiul și timpul sunt distorsionate într-o

măsură atât de pronunțată încât nimic, nici măcar lumina, nu mai pot emerge de acolo—ca stare

finală a evoluției stelelor masive. Există indicii că astfel de găuri negre stelare, precum și alte

tipuri mai masive de găuri negre sunt răspunzătoare pentru radiațiile intense emise de unele tipuri

de obiecte astronomice, cum ar fi nucleele galactice active sau microquasarii. Curbura

traiectoriei luminii sub efectul gravitației poate conduce la apariția de lentile gravitaționale, prin

care se văd pe cer mai multe imagini ale aceluiași obiect astronomic. Relativitatea generală

prezice existența undelor gravitaționale, care au fost măsurate indirect; o măsurare directă a

acestora este scopul unor proiecte cum ar fi LIGO. În plus, relativitatea generală stă la baza

modelelor cosmologice actuale ale unui univers în expansiune.

Istoric

Curând după publicarea în 1905 a teoriei relativității restrânse, Einstein a început să se gândească

la cum ar putea fi inclusă gravitația în noul context al mecanicii relativiste. Reflecțiile sale l-au

condus de la un simplu experiment imaginar care implica un observator în cădere liberă la

principiul de echivalență—legile fizicii pentru un observator în cădere liberă sunt cele ale

relativității restrânse—și de acolo la o teorie în care gravitația este descrisă într-un limbaj

geometric pur:[1]

de la explorarea unor consecințe ale principiului de echivalență cum ar fi

influența gravitației și accelerației asupra propagării luminii, publicată în 1907[2]

până la

principalele lucrări din anii 1911—1915 cu constatarea rolului geometriei diferențiale (cu

ajutorul fostului său coleg de facultate Marcel Grossmann) și o lungă căutare, cu multe ocolișuri

și porniri pe piste false, a ecuațiilor de câmp care leagă geometria cu conținutul de masă-energie

al spațiu-timpului. În noiembrie 1915, aceste eforturi au culminat cu prezentarea de către

Einstein la Academia Prusacă de Științe a ecuațiilor lui Einstein, care descriu corect modul în

care cantitatea de materie prezentă într-o regiune a spațiului fizic determină geometria spațiului

și timpului.[3]

Încă din 1916, Schwarzschild a găsit o soluție a ecuațiilor de câmp ale lui Einstein, soluție

cunoscută astăzi după numele acestuia, descriind o stare extremă a materiei cunoscută sub

numele de gaură neagră. În același an au fost făcuți primii pași către generalizarea soluției

acestor ecuații prin extinderea lor la obiecte încărcate electric, rezultând soluția Reissner-

Nordström.[4]

În 1917, Einstein și-a aplicat teoria asupra universului în ansamblu. Totuși, în

acord cu concepțiile unanim acceptate ale vremii, el a descris un univers static, pentru aceasta

adăugând la ecuațiile originale un nou parametru, constanta cosmologică.[5]

Când a devenit clar,

în 1929, datorată lucrărilor lui Hubble și ale altora, că universul se extinde (și astfel este mai bine

descris de soluțiile cosmologice cu extindere găsite de Friedmann în 1922), Lemaître a formulat

prima versiune a modelelor big bang.[6]

De-a lungul acestei perioade, relativitatea generală a rămas oarecum o curiozitate printre teoriile

fizicii. Au existat dovezi că era preferabilă în raport cu descrierea anterioară a gravitației, cea

datorată lui Newton: Einstein însuși arătase în 1915 că precesia periheliului planetei Mercur,

inexplicabilă până la acea dată prin considerente de mecanică newtoniană, poate fi explicată prin

noua sa teorie[7]

O expediție din 1919 condusă de Eddington care avea scopul de a face

măsurători de mare precizie asupra paralaxei stelelor îndepărtate cu ocazia unei eclipse solare

totale, a reușit să pună în evidență prin măsurători directe fenomenul curbării razelor luminoase

atunci când ele trec în vecinătatea Soarelui, în perfectă concordanță cu predicțiile relativității

generale [8]

(aducând imediat lui Einstein faimă mondială[9]

). În ciuda acestor confirmări

timpurii, teoria a devenit o componentă importantă și unanim acceptată din cadrul fizicii

teoretice și astrofizicii doar în perioada dintre 1960 și 1975, cunoscută astăzi ca Epoca de aur a

relativității generale, devenind baza teoretică a existenței și descrierii găurilor negre, făcând

posibilă și clarificarea deplină a aplicațiilor astrofizice ale acestora (quasari)[10]

. În același timp,

măsurători din ce în ce mai precise efectuate asupra sistemului solar au confirmat puterea de

predicție a teoriei, iar cosmologia relativistă a devenit verificabilă prin teste direct observabile.[11]

De la mecanica clasică la relativitatea generală

Relativitatea generală se înțelege cel mai bine prin analiza asemănărilor și deosebirilor față de

fizica clasică. Primul pas îl constituie conștientizarea faptului că mecanica clasică și legea

gravitației a lui Newton admit o descriere geometrică. Unificarea acestei descrieri cu legile

relativității restrânse conduc pe cale euristică la construcția teoriei relativității generalizate.[12]

Geometria gravitației newtoniene

La baza mecanicii clasice se află ideea că mișcarea unui corp poate fi descrisă ca o combinație de

mișcare liberă (sau inerțială), și deviații de la această mișcare liberă. Deviațiile sunt cauzate de

forțe externe care acționează asupra unui corp în conformitate cu legea a doua a lui Newton, care

afirmă că forța rezultantă ce acționează asupra unui corp este egală cu masa (inerțială) a acelui

corp înmulțită cu accelerația.[13]

Mișcările inerțiale posibile sunt legate de geometria spațiului și

timpului: în sistemul de referință standard al mecanicii clasice, corpurile în mișcare liberă (în

absența unei forțe aplicate) se mișcă rectiliniu și uniform (cu viteză constantă). În termeni

moderni, se spune că traiectoriile lor sunt geodezice ale spațiului tetraridimensional și

cronotopic, adică linii de univers drepte în spațiu-timp.[14]

Minge care cade pe podea într-o rachetă accelerată (stânga), şi pe Pământ (dreapta)

Analog, ar fi de așteptat ca mișcările inerțiale, odată identificate prin observarea mișcărilor

efective ale corpurilor și cu acceptarea posibilității existenței forțelor externe (cum ar fi cele

datorate electromagnetismului sau frecării, pot fi utilizate pentru a defini atât geometria spațiului,

cât și o coordonată temporală. Atunci însă când este prezentă și gravitația, apar ambiguități.

Conform legilor gravitației din mecanica clasică, fapt verificat de experimente cum ar fi cel al lui

Eötvös și al discipolilor săi (experimentul Eötvös), există o universalitate a căderii libere

(cunoscut și ca principiul echivalenței slabe, sau echivalența universală a masei inerțiale cu

masa gravitațională pasivă): traiectoria unui corp de test în cădere liberă, aflat într-un câmp

gravitațional, depinde numai de poziția și viteza sa inițială, fiind independentă de oricare dintre

proprietățile sale materiale.[15]

O versiune simplificată a acesteia este inclusă în experimentul

imaginar al lui Einstein cu liftul, ilustrat în figura din dreapta: pentru un observator aflat într-o

cameră închisă, este imposibil de decis, doar prin observarea traiectoriilor corpurilor cum ar fi o

minge în cădere, dacă acea cameră (sistemul de referință al observatorului) se află în repaus într-

un câmp gravitațional, sau se mișcă accelerat în spațiul lipsit de câmp gravitațional (de exemplu:

într-o rachetă accelerată).[16]

Dată fiind universalitatea căderii libere, nu se poate face o distincție observabilă între mișcarea

inerțială și mișcarea sub influența câmpului gravitațional. Aceasta sugerează posibilitatea

definirii unei noi clase de mișcare inerțială, și anume cea a mișcării în cădere liberă sub influența

gravitației. Această nouă clasă de mișcări preferate definește și ea o geometrie a spațiului și

timpului—în termeni matematici, este mișcarea geodezică asociată cu o anume legătură care

depinde de gradientul potențialului gravitațional. Spațiul, în această construcție, își păstrează

geometria euclidiană. Totuși, spațiul-timp ca întreg devine mai complicat. După cum se poate

arăta cu un simplu experiment imaginar urmând traiectoria în cădere liberă a diferitelor particule

de test, rezultanta vectorilor spațiu-timp care pot reprezenta viteza unei particule (vectori

temporali) variază cu traiectoria particulei; în termeni matematici, legătura newtoniană nu este

integrabilă. De aici, se poate deduce că spațiul-timp este curbat. Rezultatul este o formulare

geometrică a gravitației newtoniene doar pe baza conceptelor de covarianță, adică o descriere

validă în orice sistem de coordonate.[17]

În această descriere geometrică, efectele mareice—

accelerația relativă a corpurilor în cădere liberă—sunt legate de derivata legăturii, demonstrând

că geometria modificată este cauzată de prezența masei.[18]

Generalizarea relativistă

Oricât de stranie ar părea gravitația geometrică newtoniană, baza ei, și anume mecanica clasică,

este doar un caz limită de mecanică relativistă.[19]

În limbajul simetriilor: unde nu poate fi

neglijată gravitația, legile fizicii sunt invariante Lorentz ca în relativitatea restrânsă, și nu

invariante Galilei ca în mecanica clasică. (Simetria definitorie a relativității restrânse este grupul

Poincaré care include atât translațiile cât și rotațiile.) Diferențele existente între cele două devin

semnificative când avem de-a face cu viteze care se apropie de viteza luminii, și cu fenomene

care au loc la energii mari.[20]

Con de lumină

Cu simetria Lorentz, intră în joc și alte structuri. Ele sunt definite prin mulțimea conurilor de

lumină (vezi imaginea din stânga). Conurile de lumină definesc o structură a cauzalității: pentru

orice eveniment A, există o mulțime de evenimente care ar putea, în principiu, fie să influențeze,

fie să fie influențate de A prin intermediul semnalelor sau interacțiunilor care nu pot să se

propage cu viteză mai mare decât a luminii (cum ar fi evenimentul B din imagine), și o mulțime

de evenimente pentru care o astfel de influență este imposibilă (cum ar fi evenimentul C din

imagine). Aceste mulțimi sunt independente de observator.[21]

În conjuncție cu liniile de univers

ale particulelor în mișcare liberă, conurile luminoase pot fi utilizate pentru a reconstrui metrica

semiriemanniană a spațiu-timpului, cel puțin până la un factor scalar pozitiv. În termeni

matematici, aceasta definește o structură conformă.[22]

Relativitatea restrânsă este definită în absența gravitației, astfel că, în aplicațiile practice, este un

model potrivit pentru situațiile în care gravitația poate fi neglijată. Introducând și gravitația în

ecuație, și presupunând universalitatea căderii libere, se aplică un raționament analog celui din

secțiunea anterioară: nu există sistem de referință inerțial preferat. În schimb, există sisteme

inerțiale aproximative care se mișcă împreună cu particulele în cădere liberă. Tradus în termeni

de spațiu-timp: liniile drepte temporale care definesc un sistem inerțial fără gravitație sunt

deformate și devin linii curbe una față de alta, sugerând că includerea gravitației necesită o

schimbare a geometriei spațiu-timpului.[23]

A priori, nu este clar dacă noile sisteme de referință locale în cădere liberă coincid cu cele în care

legile relativității restrânse rămân valabile—această teorie se bazează pe propagarea luminii, și

deci pe electromagnetism, care ar putea avea o altă mulțime de sisteme preferate. În ipotezele

diferite cu privire la sistemele de referință din relativitatea restrânsă (cum ar fi că sunt legate

solidar de Pământ, sau de corpul în cădere liberă), se pot obține noi predicții privind deplasarea

gravitațională spre roșu, adică modificarea frecvenței luminii pe măsură ce aceasta se propagă

printr-un câmp gravitațional. Măsurătorile efective arată că sistemele în cădere liberă sunt cele în

care lumina se propagă așa cum se propagă în teoria relativității restrânse.[24]

Generalizarea

acestei propoziții, și anume că legile relativității restrânse sunt valabile într-o bună aproximație

în sistemele de referință nerotative în cădere liberă, este denumită principiul de echivalență al lui

Einstein, un principiu esențial pentru generalizarea fizicii relativiste restrânse cu includerea

gravitației.[25]

Aceleași date experimentale arată că timpul măsurat de ceasurile aflate într-un câmp

gravitațional—timpul propriu, cum este el denumit—nu respectă regulile relativității restrânse. În

termenii geometriei spațiu-timpului, nu este măsurat conform metricii Minkowski. Ca și în cazul

newtonian, aceasta sugerează o geometrie mai generală. La nivel local, toate sistemele de

referință în cădere liberă sunt echivalente, și cvasi–minkowskiene. În consecință, acum avem de-

a face cu o generalizare a spațiului Minkowski. Tensorul metric care definește geometria—în

particular, felul în care se măsoară distanțele și unghiurile—nu este metrica Minkowski din

teoria relativității restrânse, ci o generalizare a sa, despre care se știe că este o metrică semi- sau

pseudoriemanniană. Mai mult, toate metricile riemanniene sunt asociate în mod natural cu un

anume tip de legătură, și anume cu legătura Levi-Civita, și aceasta este, de fapt, legătura care

satisface principiul de echivalență și face spațiul local minkowskian (adică, în coordonate local

inerțiale, metrica este minkowskiană, și primele sale derivate parțiale și coeficienții de legătură

dispar).[26]

Ecuațiile lui Einstein

După ce s-a formulat versiunea relativistă, geometrică a efectelor gravitațonale, mai rămâne

problema cauzei(sursei) gravitației. În teoria newtoniană, sursa generatoare a câmpului

gravitațional o reprezintă masa. În teoria relativității restrânse, masa se dovedește a fi o

componentă a unei mărimi mai generale, denumită tensorul energie-impuls, care include atât

densitatea de energie cât și pe cea de impuls, precum și tensiunea mecanică (presiunea și forțele

deformatoare).[27]

Utilizând principiul de echivalență, acest tensor se poate generaliza la un

spațiu-timp curbat. Pe baza analogiei cu gravitația newtoniană geometrică, se poate presupune că

ecuația de câmp a gravitației leagă acest tensor de tensorul Ricci, care descrie o clasă particulară

de efecte mareice: schimbarea volumului unui nor mic de particule de test aflate inițial în repaus,

și apoi puse în cădere liberă. În relativitatea restrânsă, teoremele conservării energiei și a

impulsului corespund afirmației că tensorul energie-impuls nu are divergență. Această formulă

poate fi, și ea, generalizată la un spațiu-timp curbat prin înlocuirea derivatelor parțiale cu

corespondentele lor din varietatea curbată, și anume derivatele covariante studiate în domeniul

geometriei diferențiale. Cu această nouă condiție—ca divergența covariantă a tensorului energie-

impuls, și deci și a orice s-ar afla de partea cealaltă a ecuației, să fie zero—cel mai simplu set de

ecuații sunt cele numite ecuațiile (de câmp ale) lui Einstein:

În membrul stâng se află o combinație lineară de divergență zero, între tensorul Ricci și

tensorul metric denumit tensorul Einstein. În particular,

este constanta curburii. Tensorul Ricci este și el legat de tensorul mai general de curbură

Riemann deoarece

În membrul drept, este tensorul energie-impuls. Toți tensorii sunt scriși în notație

abstractă.[28]

Punerea în corespondență a previziunilor teoriei cu rezultatele observate pentru

orbitele planetelor (sau, echivalent, asigurarea că la limită, când gravitația este foarte slabă, și

vitezele sunt foarte mici în comparație cu cea a luminii, teoria este echivalentă cu mecanica

clasică), constanta de proporționalitate poate fi fixată la valoarea , unde este constanta

gravitațională iar este viteza luminii.[29]

Dacă nu este prezentă materia, astfel încât tensorul

energie-impuls devine nulă, se obțin ecuațiile Einstein în vid,

Există teorii alternative la relativitatea generală, teorii construite pe premise similare, și care

includ reguli și/sau constrângeri suplimentare, conducând la alte ecuații de câmp. Astfel de

exemple sunt teoria Brans-Dicke, teleparalelismul, și teoria Einstein-Cartan.[30]

Definiție și aplicații simple

Ecuația din secțiunea anterioară conține toată informația necesară pentru definirea relativității

generale, pentru descrierea proprietăților sale de bază, și pentru tratarea unei probleme de

importanță crucială în fizică: felul cum ar putea fi folosită această teorie pentru construirea de

modele.

Definiția și proprietățile de bază

Relativitatea generalizată este o teorie metrică a gravitației. La baza sa stau ecuațiile lui Einstein,

care descriu relația dintre geometria unei varietăți tetradimensionale, semi-riemanniene care

reprezintă spațiu-timpul pe de o parte, și energia și impulsul conținute în acel spațiu-timp pe de

altă parte.[31]

Fenomenele care, în mecanica clasică, sunt explicate prin acțiunea forței

gravitaționale (cum ar fi căderea liberă, mișcarea orbitală, și traiectoriile navelor spațiale),

corespund mișcării inerțiale dintr-o geometrie curbă a spațiu-timpului în relativitatea generală;

nu există o forță gravitațională care să devieze obiectele de la calea lor naturală, dreaptă. În

schimb, gravitația corespunde schimbărilor proprietăților spațiului și timpului, care la rândul lor

schimbă traiectoriile drepte, de lungime minimă, pe care obiectele le urmează în mod natural.[32]

curbura este, la rândul ei, cauzată de energia și impulsul materiei. Parafrazând pe fizicianul

relativist John Archibald Wheeler, spațiu-timpul spune materiei cum să se miște; materia spune

spațiu-timpului cum să se curbeze.[33]

În timp ce teoria relativității generale înlocuiește potențialul gravitațional scalar din fizica clasică

cu un tensor simetric de rangul al doilea, tensorul se reduce la scalar în anumite cazuri-limită.

Pentru câmpuri gravitaționale slabe și pentru viteze reduse în raport cu viteza luminii, predicțiile

teoriei converg înspre cele ale legii gravitației a lui Newton.[34]

Întrucât este construită folosind tensori, relativitatea generală prezintă covarianță generală: legile

sale—și alte legi formulate în context relativistic general—iau aceeași formă în toate sistemele

de coordonate.[35]

Mai mult, teoria nu conține nicio structură geometrică de bază care să fie

invariantă. Astfel, teoria satisface un principiu general al relativității mai restrictiv, anume cel ca

legile fizicii să fie aceleași pentru toți observatorii (postulat de către Einstein în teoria relativității

restrânse).[36]

Local, după cum se specifică în principiul de echivalență, spațiu-timpul este

minkowskian, iar legile fizicii prezintă invarianță Lorentz locală.[37]

Construirea de modele

Conceptul de bază al construirii de modele general-relativiste este acela de soluție a ecuației lui

Einstein. Date fiind ecuațiile lui Einstein și ecuațiile ce pentru proprietățile materiei, o astfel de

soluție constă dintr-o varietate semiriemanniană (de regulă definită prin metrica acesteia într-un

anume sistem de coordonate), și din câmpuri de materie definite pe acea varietate. Materia și

geometria trebuie să satisfacă ecuațiile lui Einstein, astfel ca, în particular, tensorul energie-

impuls al materiei să aibă divergența zero. Materia trebuie, desigur, să satisfacă și ea ecuațiile

suplimentare impuse asupra proprietăților ei. Pe scurt, o astfel de soluție este un model de

univers care satisface legile relativității generale, eventual și alte legi care guvernează materia

prezentă.[38]

Ecuațiile lui Einstein sunt ecuații cu derivate parțiale neliniare și, ca atare, sunt dificil de

rezolvat.[39]

Cu toate acestea, se cunosc mai multe soluții exacte, însă numai câteva dintre acestea

sunt interpretabile din punct de vedre fizic.[40]

Cele mai bine cunoscute soluții exacte, și în

același timp cele mai interesante din punct de vedere fizic, sunt soluția Schwarzschild, soluția

Reissner-Nordström și metrica Kerr, fiecare corespunzând unui anume tip de gaură neagră aflată

într-un univers altfel gol,[41]

și universurile Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker și de Sitter,

fiecare descriind un univers aflat în proces de expansiune.[42]

Printre soluțiile exacte de interes

teoretic se numără universul Gödel (care deschide posibilitatea călătoriei în timp printr-un

continuum spațiu-timp curbat), soluția Taub-NUT (un model de univers care este omogen, dar

anizotrop), și spațiul Anti-de Sitter (care a devenit cunoscut în contextul a ceea ce se numește

conjectura Maldacena).[43]

Dată fiind dificultatea de a găsi soluții exacte, ecuațiile de câmp ale lui Einstein sunt rezolvate

adesea prin integrare numerică pe calculator, sau folosind teoria perturbațiilor soluțiilor ecuațiilor

diferențiale neliniare aplicată la una din soluțiile exacte ale ecuației lui Einstein. În domeniul

relativității numerice, se folosesc calculatoare puternice pentru a simula geometria spațiu-

timpului și pentru a rezolva ecuațiile lui Einstein în situații interesante cum ar fi ciocnirea de

găuri negre.[44]

În principiu, astfel de metode se pot aplica oricărui sistem, dacă ar fi disponibilă

suficientă putere de calcul, și ar putea rezolva chestiuni fundamentale, cum ar fi singularitățile

goale. Soluții aproximative pot fi găsite și prin teoriile perturbațiilor, cum ar fi gravitația

liniarizată[45]

și generalizările sale, extinderea post-newtoniană, ambele dezvoltate de Einstein.

Cea de-a doua furnizează o abordare sistematică a rezolvării pentru geometria unui spațiu-timp

ce conține o distribuție de materie ce se mișcă lent în comparație cu viteza luminii. Extinderea

post-newtoniană implică o serie de termeni; primii reprezintă gravitația newtoniană, pe când

ultimii termeni reprezintă corecții și mai mici ale teoriei lui Newton datorate relativității

generale.[46]

O extensie a acestei extinderi o reprezintă formalismul parametrizat postnewtonian,

care permite comparații cantitative între predicțiile relativității generale și alte teorii

alternative.[47]

Consecințe ale teoriei lui Einstein

Teoria relativității generale are mai multe consecințe fizice. Unele rezultă direct din axiomele

teoriei, pe când altele au devenit clare doar de-a lungul zecilor de ani de cercetări care au urmat

primei publicări a teoriei lui Einstein.

Dilatarea temporală gravitațională și deplasarea frecvenței Reprezentare schematică a deplasării gravitaţionale spre roşu a luminii care pleacă de la suprafaţa unui corp masiv

Presupunând că principiul de echivalență este valabil,[48]

gravitația influențează scurgerea

timpului. Lumina trimisă în jos într-un puț gravitațional este deplasată spre albastru, pe când

lumina trimisă în sens opus (adică cea care iese din puțul gravitațional) este deplasată spre roșu;

împreună, aceste două efecte constituie deplasarea gravitațională a frecvenței. Mai general,

procesele apropiate de un corp masiv se desfășoară cu viteză mai mică decât cele care se

desfășoară mai departe de acesta; acest efect reprezintă dilatarea temporală gravitațională.[49]

Deplasarea gravitațională spre roșu a fost măsurată în laborator[50]

și cu ajutorul observațiilor

astronomice.[51]

Dilatarea temporală gravitațională ce are loc în câmpul gravitațional al

Pământului a fost măsurată de multe ori cu ajutorul ceasurilor atomice,[52]

în vreme ce validarea

este furnizată ca efect secundar al funcționării sistemului GPS.[53]

Testele efectuate în câmpuri

gravitaționale mai puternice provin din observarea pulsarilor binari.[54]

Toate rezultatele sunt în

concordanță cu teoria relativității generale.[55]

Totuși, aceste observații nu pot distinge între teoria

relativității generale și alte teorii în care este considerat valid principiul de echivalență.[56]

Devierea luminii și întârzierea gravitațională

Relativitatea generală prezice curbarea traiectoriei luminii într-un câmp gravitațional; lumina

care trece pe lângă un corp masiv este deviată către acel corp. Acest efect a fost confirmat prin

observarea luminii stelelor sau a quasarilor îndepărtați (prin măsurători asupra paralaxei), lumină

care este deviată atunci când trece pe lângă Soare.[57

Devierea luminii (pornită dintr-un punct marcat cu albastru) lângă un corp compact (marcat cu gri)

Această predicție, și altele în legătură cu ea, rezultă din faptul că lumina urmează ceea ce se

numește geodezică luminoasă, sau geodezică nulă—o generalizare a liniilor drepte de-a lungul

cărora se deplasează lumina în fizica clasică. Astfel de geodezice sunt generalizarea invarianței

vitezei luminii în teoria relativității restrânse.[58]

Examinând modele corespunzătoare de spațiu-

timp (fie soluția Schwarzschild exterioară sau, pentru mai multe mase, extinderea

postnewtoniană),[59]

ies în evidență mai multe efecte ale gravitației asupra propagării luminii.

Deși curbarea luminii poate fi obținută și prin extinderea conceptului de universalitate a căderii

libere și asupra luminii,[60]

unghiul de deviere rezultat din calcule este doar jumătate din valoarea

dată de relativitatea generală.[61]

Întârzierea gravitațională (sau efectul Shapiro) este și ea strâns legată de devierea luminii. Acest

fenomen constă în faptul că semnalele luminoase au nevoie de un timp mai îndelungat pentru a

se propaga printr-un câmp gravitațional decât în absența acelui câmp. Această predicție a fost

confirmată de numeroase teste.[62]

În formalismul postnewtonian parametrizat, măsurătorile

devierii luminii și a întârzierii gravitaționale determină un parametru numit , care codifică

influența gravitației asupra geometriei spațiului.[63]

Unde gravitaționale

Una din mai multele analogii între gravitația de câmp slab și electromagnetism este aceea că,

similar undelor electromagnetice, există unde gravitaționale: perturbații ale metricii spațiu-

timpului care se propagă cu viteza luminii.[64]

Ipoteza existenței undelor gravitaționale a apărut

pentru prima oară într-o lucrare cu titlul Gravitationswellen (Unde gravitaționale), publicată de

către Einstein în anul 1918. Cel mai simplu tip de astfel de undă poate fi exemplificată prin

acțiunea sa asupra unui inel de particule care plutesc liber (imaginea din dreapta, sus). O undă

sinusoidală care se propagă printr-un astfel de inel distorsionează inelul într-o manieră

caracteristică ritmică (imaginea animată din dreapta, jos).[65]

Întrucât ecuațiile lui Einstein sunt

neliniare, undele gravitaționale arbitrar de puternice nu se supun superpoziției liniare, aspect ce

complică descrierea lor. Totuși, pentru câmpurile slabe, se poate face o aproximare liniară. Astfel

de unde gravitaționale liniarizate oferă o descriere suficient de precisă a undelelor slabe care

sunt așteptate să apară pe Pământ provenind de la evenimente cosmice îndepărtate și care au ca

rezultat creșterea și scăderea distanțelor relative cu sau mai puțin. Metodele de analiză a

datelor folosesc faptul că aceste unde liniarizate pot fi dezvoltate în serie Fourier.[66]

Unele soluții exacte descriu undele gravitaționale fără aproximări, de exemplu, un tren de undă

care se deplasează prin vid[67]

sau așa-numitele universuri Gowdy, varietăți de univers în

expansiune, saturate cu unde gravitaționale.[68]

Dar pentru undele gravitaționale generate în

situații cu relevanță astrofizică, cum ar fi fuziunea a două găuri negre, metodele numerice

reprezintă singura modalitate de a construi modele potrivite.[69]

Efectele orbitale și relativitatea direcției

Relativitatea generală diferă de mecanica clasică prin mai multe predicții privind corpurile aflate

pe orbite din jurul altor corpuri. Ea prezice o rotație generală (precesie) a orbitelor planetare,

precum și degenerarea orbitelor, cauzată de emisia de unde gravitaționale și de efecte legate de

relativitatea direcției.

Precesia apsidelor

În relativitatea generală, apsidele oricărei orbite (punctul în care obiectul se apropie cel mai mult

de centrul de masă al sistemului) suferă o precesie—orbita nu este o elipsă, ci ceva asemănător

cu o elipsă ce se rotește în jurul unui focar, având ca rezultat o curbă asemănătoare cu roza

polară. Einstein a obținut pentru prima oară acest rezultat folosind o metrică aproximativă ce

reprezintă limita newtoniană și tratând corpul în mișcare de revoluție ca pe o particulă test.

Pentru el, faptul că teoria sa dădea o explicație directă a deplasării anormale a periheliului

planetei Mercur, deplasare descoperită de Urbain Le Verrier în 1859, a fost o dovadă importantă

că în sfârșit identificase forma corectă a ecuațiilor câmpului gravitațional.[70]

Efectul poate fi calculat și pe baza metricii Schwarzschild exacte (care descrie spațiu-timpul din

jurul unei mase sferice)[71]

sau formalismul postnewtonian, mai general.[72]

Din cauza influenței

gravitației asupra geometriei spațiului și din cauza contribuției energiei proprii la gravitația unui

corp (codificată în neliniaritatea ecuațiilor lui Einstein).[73]

Precesia relativistă a fost observată la

toate planetele ce permit măsurători precise ale ei (Mercur, Venus și Pământ),[74]

dar și în

sistemele binare de pulsari, unde măsura ei este cu cinci ordine de mărime mai mare.[75]

Degenerarea orbitelor

Conform relativității generale, un sistem binar va emite unde gravitaționale, pierzând astfel

energie. Din cauza acestei pierderi, distanța dintre cele două corpuri scade, ca și perioada de

orbitație. În sistemul solar, sau pentru stelele duble, efectul este prea mic pentru a putea fi

observat. Nu și pentru un pulsar binar, un sistem de două stele neutronice, din care una este

pulsar: de la pulsar, observatorii de pe Pământ primesc o serie regulată de impulsuri radio ce pot

servi ca ceas de precizie, ceea ce permite măsurători ale perioadei orbitale. Deoarece stelele

neutronice sunt foarte masive, ele emit cantități semnificative de energie sub formă de radiație

gravitațională.[77]

Primele observații asupra scăderii perioadei orbitale cauzate de emisia de unde gravitaționale a

fost realizată de Hulse și Taylor, folosind pulsarul binar PSR1913+16 pe care îl descoperiseră în

1974. Aceasta a fost prima dată când s-au detectat undele gravitaționale, deși indirect. Cei doi au

primit în 1993 Premiul Nobel pentru Fizică.[78]

De atunci, au fost descoperiți și alți pulsari binari,

în particular pulsarul dublu PSR J0737-3039, în care ambele stele sunt pulsari.[79]

Precesia geodetică și gravitomagnetismul

Unele efecte relativiste sunt legate direct de relativitatea direcției.[80]

Unul este precesia

geodetică: direcția axei unui giroscop în cădere liberă în spațiu-timp curb se modifică atunci când

este comparată, de exemplu, cu direcția luminii provenite de la stele îndepărtate—chiar dacă un

astfel de giroscop are proprietatea de a-și conserva direcția axei de rotație.[81]

Pentru sistemul

Lună-Pământ, acest efect a fost măsurat cu ajutorul laserilor.[82]

Mai recent, a fost măsurat pentru

mase de test aflate pe satelitul Gravity Probe B la o precesie mai bună de 1 procent.[83]

În apropierea unei mase în rotație, apar așa-numitele efecte gravitomagnetice. Un observator

aflat la distanță va observa că obiectele mai apropiate de masă sunt antrenate în mișcarea de

rotație. Acest efect este mai pronunțat la găurile negre în rotație unde, pentru orice obiect care

intră într-o zonă denumită ergosferă, antrenarea în rotație este inevitabilă.[84]

Astfel de efecte pot

fi și ele analizate prin influența orientării giroscoapelor în cădere liberă.[85]

Alte analize oarecum

controversate au fost efectuate cu ajutorul sateliților LAGEOS, care confirmă previziunile

relativiste.[86]

O măsurare de mare precizie a fost scopul principal al misiunii Gravity Probe B,

ale cărui rezultate au fost publicate în septembrie 2008.[87]

Aplicații în astrofizică

Lentile gravitaționale

Devierea luminii de către câmpurile gravitaționale este răspunzătoare pentru o nouă clasă de

fenomene astronomice. Dacă un obiect masiv se situează între astronom și un alt obiect aflat la

distanță, astronomul va vedea mai multe imagini distorsionate ale obiectului din depărtare.

Aceste efecte se numesc „lentile gravitaționale”.[88]

În funcție de configurație, scară, și distribuție

de masă, pot apărea două sau mai multe imagini, un inel luminos, denumit inel Einstein, sau

inele parțiale, denumite arce.[89]

Primul exemplu a fost descoperit în 1979;[90]

de atunci, au fost

observate peste o sută de lentile gravitaționale.[91]

Chiar dacă imaginile multiple sunt prea

apropiate pentru a fi distinse, efectul tot poate fi măsurat, de exemplu, ca o intensificare a

strălucirii obiectului observat; s-au observat mai multe astfel de evenimente.[92]

Lentilele gravitaționale au dus la crearea astronomiei observaționale, utilizată pentru a detecta

prezența și distribuția materiei întunecate, drept „telescop natural” pentru observarea galaxiilor

îndepărtate, și pentru a obține o estimare independentă a constantei lui Hubble. Evaluări statistice

ale datelor obținute cu ajutorul lentilelor gravitaționale furnizează informații valoroase despre

evoluția structurală a galaxiilor.[93]

Astronomia undelor gravitaționale

Observarea pulsarilor binari furnizează dovezi indirecte pentru existența undelor gravitaționale.

Totuși, undele gravitaționale care ajung pe Pământ din regiunile îndepărtate ale cosmosului nu au

putut fi detectate direct, acesta fiind în prezent unul dintre scopurile principale ale cercetărilor

legate de relativitatea generală.[94]

Pe plan mondial, funcționează câteva detectoare terestre de

unde gravitaționale, cele mai cunoscute fiind detectoarele interferometrice GEO 600, LIGO (trei

detectoare), TAMA 300 și VIRGO.[95]

Un detector spațial euro-american, LISA, este în

dezvoltare,[96]

precursoarea ei fiind misiunea (LISA Pathfinder), aceasta urma a fie lansată la

sfârșitul lui 2009.[97]

Observarea undelor gravitaționale promite să completeze observațiile din spectrul

electromagnetic.[98]

Se așteaptă obținerea de informații despre găurile negre și despre alte obiecte

dense, cum ar fi stelele neutronice și piticele albe, despre unele feluri de implozii supernova, și

despre procesele ce se desfășurau la începutul genezei universului, inclusiv urmele unor ipotetice

corzi cosmice.[99]

Găurile negre și alte obiecte compacte

Când un obiect devine suficient de dens, relativitatea generală prezice formarea unei găuri negre,

o regiune din spațiu din care nimic, nici măcar lumina, nu mai poate emerge (ieși). În modelele

acceptate ale evoluției stelare, stelele neutronice cu aproximativ 1,4 mase solare și așa-numitele

găuri negre stelare cu o masă de câteva până la câteva zeci de mase solare sunt considerate etapa

finală de evoluție a stelelor masive.[100]

Găuri negre supermasive cu o masă de ordinul

milioanelor până la ordinul miliardelor de mase solare sunt considerate a fi în centrul fiecărei

galaxii,[101]

iar prezența lor a jucat un rol important în formarea galaxiilor și structurilor cosmice

mai mari.[102]

Simulare pe baza ecuaţiilor teoriei relativităţii generale: o stea care se prăbuşeşte, formând o gaură neagră şi emiţând unde gravitaţionale

Astronomic, cea mai importantă proprietate a obiectelor densee este aceea că furnizează un

mecanism deosebit de eficient de conversie a energiei gravitaționale în energie

electromagnetică.[103]

Acreția, căderea de praf sau materie gazoasă într-o gaură neagră stelară sau

supermasivă, este considerată a fi răspunzătoare pentru câteva obiecte de o luminozitate

spectaculoasă, în special câteva feluri de nuclee galactice active și de obiecte de dimensiunea

stelelor, cum ar fi microquasarii.[104]

În particular, acreția poate conduce la jeturi relativiste, raze

de particule cu energii mari, constituite din particule emise în spațiu la viteze apropiate de cea a

luminii.[105]

Relativitatea generală joacă un rol central în modelarea tuturor acestor fenomene,[106]

și observațiile furnizează dovezi clare pentru existența găurilor negre cu proprietățile prezis de

teorie.[107]

Sistemele binare de două găuri negre în coliziune ar trebui să genereze unele dintre cele mai

puternice semnale de unde gravitaționale care ar putea ajunge la detectoarele de pe Pământ, iar

faza chiar dinainte de unirea lor poate fi utilizată ca standard pentru a deduce distanța până la

evenimentele de unire–și ar putea astfel servi drept metodă de explorare a expansiunii cosmice la

mari distanțe.[108]

Undele gravitaționale produse de o gaură neagră stelară ce se prăbușește într-o

supermasivă ar trebui să dea informații directe despre geometria găurilor negre supermasive.[109]

Cosmologia

Modelele cosmologice de la începutul secolului al XXI-lea sunt bazate pe ecuațiile lui Einstein,

inclusiv pe constanta cosmologică , care are o importantă influență asupra dinamicii globale a

cosmosului,

unde este metrica spațiu-timpului.[110]

Soluțiile omogene și izotrope ale acestor ecuații,

soluțiile Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker,[111]

permit fizicienilor să modeleze evoluția

universului de-a lungul ultimilor 14 miliarde de ani încă din primele faze ale Big Bangului.[112]

Odată ce se fixează prin observații astronomice un număr mic de parametri (de exemplu

densitatea medie de materie din univers),[113]

se pot folosi și alte date pentru testarea

modelelor.[114]

Printre predicțiile, toate confirmate, se numără presupunerea existenței unei

abundențe inițiale de elemente chimice formate într-o perioadă de nucleosinteză primordială,[115]

structura la scară mare a universului,[116]

și existența respectiv proprietățile unui „ecou termic” al

cosmosului tânăr, și anume radiația cosmică de fond.[117]

Imagine a fondului cosmic de microunde emise la cel mult câteva sute de mii de ani după big bang, detectate de telescopul-satelit WMAP. Spectrul corespunde unei radiații termice de corp negru la temperatura de emisie de 2.725 K cu un maxim de emisie la frecvența de 160.2 GHz.

Observațiile astronomice asupra vitezei de expansiune cosmologice permit estimarea cantității

totale de materie din univers, deși natura acestei materii rămâne parțial acoperită de mister.

Aproximativ 90% din toată materia pare a fi așa-numita materie întunecată, care are masă (sau,

echivalent, influență gravitațională), dar nu interacționează electromagnetic și, deci, nu poate fi

observată direct.[118]

Nu există nicio descriere general acceptată pentru acest tip de materie, în

cadrul fizicii particulelor[119]

sau altfel.[120]

Studii asupra deplasării spre roșu a supernovelor

îndepărtate și măsurătorile asupra radiației cosmice de fond arată și că evoluția universului este

profund influențată de o constantă cosmologică ce are ca rezultat accelerarea expansiunii

cosmice sau, echivalent, de o formă de energie cu o ecuație neobișnuită a stării, energie numită

energie întunecată, a cărei natură încă este neclară.[121]

În 1980, a apărut ipoteza unei așa-numite faze inflaționare („de umflare”),[122]

o fază adițională

de expansiune cosmică puternic accelerată de aproximativ 10 − 33

secunde. Ea ar putea soluționa

unele neclarități rezultate din observații, ce nu pot fi explicate de modelele cosmologice clasice,

cum ar fi omogenitatea cvasiperfectă a radiației cosmice de fond.[123]

Măsurătorile recente asupra

radiației cosmice de fond au avut ca rezultat primele dovezi în sensul acestui scenariu.[124]

Totuși,

există o largă varietate de scenarii posibile, care nu pot să nu fie contrazise de rezultatele

observațiilor.[125]

O chestiune și mai dificilă este fizica universului dinainte de faza inflaționară,

în perioada imediat următoare celei în care modelele clasice plasează singularitatea big bangului.

Un răspuns complet ar necesita o teorie completă a gravitației cuantice, teorie care nu a fost încă

dezvoltată.[126]

Concepte avansate

Cauzalitatea și geometria globală

Diagramă Penrose a unui univers minkowskian infinit

În relativitatea generală, niciun corp material nu poate ajunge din urmă sau depăși un impuls

luminos. Astfel, un eveniment A nu poate influența niciun alt loc X mai înainte ca lumina

(acțiunea) trimisă de la A să ajungă în locul X. În consecință, explorarea liniilor de univers ale

luminii poate da informații importante despre structura cauzalității spațiu-timpului. Această

structură poate fi analizată cu ajutorul diagamelor Penrose-Carter în care regiuni infinit de mari

de spațiu și intervalele infinite de timp sunt reduse la un domeniu bidimensional finit și mărginit

al unui grafic spațiu-timp, în vreme ce lumina se deplasează pe diagonale ca în diagramele

spațiu-timp din mecanica clasică.[127]

Conștienți de importanța structurilor cauzalității, Roger Penrose și alții au dezvoltat ceea ce se

numește geometria globală. În geometria globală, obiectul de studiu nu este o anume soluție (sau

o anume familie de soluții) a ecuațiilor lui Einstein. În schimb, pentru a obține rezultate generale,

se folosește de relații valabile pentru toate geodezicele, cum ar fi ecuația Raychaudhuri, și alte

presupuneri nespecifice privind natura materiei (de regulă de forma așa-numitelor condiții de

energie).[128]

Orizonturi

Folosind geometria globală, se poate arăta că unele spațiu-timpuri conțin niște limite denumite

orizonturi, care separă o regiune de restul spațiu-timpului. Cele mai cunoscute exemple sunt

găurile negre: dacă masa obiectului cosmic este concentrată într-o regiune suficient de restrânsă

din spațiu (după cum se specifică în conjectura inelului, scara de lungime relevantă este raza

Schwarzschild[129]

), lumina din interiorul regiunii de materie densă nu poate părăsi regiunea.

Potrivit postulatului al doilea din teoria relativității restrânse, nici un obiect nu poate depăși

viteza luminii, prin urmare, materia aflată în interior nu poate ieși nici ea. Trecerea din exterior

spre interior este posibilă, ceea ce arată că limita, orizontul găurii negre, nu este o barieră fizică

inpenetrabilă.[130]

Primele studii asupra găurilor negre se bazau pe soluțiile explicite ale ecuațiilor lui Einstein, și

anume pe soluția Schwarzschild, sferic-simetrică (utilizată pentru a descrie o gaură neagră

statică) și soluția Kerr cu simetrie axială (folosită pentru a descrie o gaură neagră staționară și în

rotație, și introducând anumite concepte specifice, cum ar fi ergosfera). Cu ajutorul geometriei

globale, studiile ulterioare au arătat proprietăți mai generale ale găurilor negre. În ansamblu, ele

sunt obiecte cosmice relativ simple, caracterizate prin unsprezece parametri, reprezentând

energia, impulsul, momentul cinetic, poziția în timp și sarcina electrică. Aceasta este arătată de

teorema unicității găurilor negre: nu există atribute distinctive diferite de la o gaură neagră la

alte. Indiferent de complexitatea unui obiect care se transformă într-o gaură neagră, obiectul

rezultat (după ce a emis unde gravitaționale) dobândește o structură foarte simplă.[131]

Există un ansamblu general de legi, care alcătuiesc o ramură numită mecanica găurilor negre,

analog legilor termodinamicii. De exemplu, conform legii a doua a mecanicii găurilor negre,

suprafața unui orizont de evenimente al unei găuri negre nu se va reduce niciodată în timp,

analog entropiei unui sistem termodinamic. Aceasta limitează energia ce poate fi extrasă prin

metode clasice dintr-o gaură neagră în roatație (de exemplu printr-un proces Penrose).[132]

Există

dovezi puternice că legile mecanicii găurilor negre sunt, de fapt, cazuri particulare a legilor

termodinamicii, și că suprafața orizontului de evenimente al unei găuri negre este proporțională

cu entropia acesteia.[133]

Această teorie conduce la o modificare a legilor inițiale ale mecanicii

găurilor negre: de exemplu, după cum a doua lege a mecanicii găurilor negre devine parte a celei

de-a doua legi a termodinamicii, este posibil ca suprafața unei găuri negre să scadă—atât timp

cât alte procese asigură, în ansmblu, creșterea entropiei. Tratate ca sisteme termodinamice cu

temperatură absolută nenulă, găurile negre ar trebui să emită radiație termică. Calculele

semiclasice indică faptul că ele într-adevăr emit radiație termică, iar gravitația de la suprafață

joacă rolul temperaturii în legea lui Planck. Această radiație este denumită radiație Hawking.[134]

Există și alte tipuri de orizonturi. Într-un univers în expansiune, un observator ar putea găsi că

unele regiuni din trecut nu mai pot fi observate („orizont de particule”), și că unele regiuni din

viitor nu pot fi influențate (orizont de evenimente).[135]

Chiar și într-un spațiu Minkowski plat,

descris de un observator accelerat (spațiu Rindler), vor fi orizonturi asociate cu o radiație

semiclasică, denumită radiație Unruh.[136]

Singularități

O altă caracteristică generală a acestei teorii o reprezintă apariția în spațiu-timp a unor limite

numite singularități. Continuum-ul poate fi explorat urmărind geodezice luminoase și

temporale—toate modurile posibile în care lumina și particulele se pot deplasa în mișcare liberă.

Dar unele soluții ale ecuațiilor lui Einstein admit existența unor regiuni numite singularități

spațio-temporale, unde căile luminii și ale particulelor în mișcare se opresc brusc, iar geometria

acestora nu mai este corect definită. În cele mai interesante cazuri, acestea sunt „singularități de

curbură”, unde mărimile geometrice care caracterizează curbura spațiu-timpului, cum ar fi

scalarul Ricci, iau valori infinite.[137]

Printre exemplele de spațiu-timp cu singularități viitoare—

la care liniile de univers se termină—se numără soluția Schwarzschild, care descrie o

singularitate în cadrul unei găuri negre permanent static,[138]

sau soluția Kerr cu singularitatea sa

în formă de inel aflată într-o gaură neagră în rotație permanentă.[139]

Soluțiile Friedmann-

Lemaître-Robertson-Walker, și alte spațiu-timpuri care descriu diverse universuri, au

singularități în trecut, de unde încep liniile de univers, și anume singularități big bang, unele

având și singularități viitoare (big crunch).[140]

Aceste exemple sunt toate foarte simetrice—deci simplificate—și astfel este tentant să se

concluzioneze că apariția singularităților este un rezultat al idealizărilor. Celebrele teoreme ale

singularităților, demonstrate cu ajutorul metodelor geometriei globale, spun altfel: singularitățile

sunt o caracteristică generică a relativității generale, inevitabilă odată ce colapsul unui obiect

masiv—având proprietăți fizice reale ale materiei—a depășit o anumită fază[141]

și la începutul

unei clase largi de universuri în expansiune.[142]

Totuși, aceste teoreme oferă puține informații

despre proprietățile singularităților; o mare parte din cercetările din domeniu sunt dedicate

caracterizării structurii generice a acestor entități (de exemplu, conjectura BKL).[143]

Ipoteza

cenzurii cosmice afirmă că toate singularitățile viitoare reale (fără simetrii perfecte, materie cu

proprietăți reale) sunt ascunse în spatele unui orizont, și astfel sunt invizibile pentru observatorii

de la distanță. Deși nu există nicio demonstrație pentru aceasta, simulările numerice aduc dovezi

în sprijinul său.[144]

Ecuații de evoluție

Fiecare soluție a ecuațiilor lui Einstein cuprinde întreaga istorie a unui univers—nu este doar o

imagine a stadiului momentan al universului, ci un spațiu-timp complet, populat eventual cu

materie. Ele descriu starea materiei și geometria în orice loc și în orice moment în respectivul

univers. Prin aceasta, teoria lui Einstein este diferită de majoritatea celorlalte teorii care specifică

ecuații de evoluție pentru sisteme fizice: dacă sistemul se află într-o stare dată la un anumit

moment, legile fizicii permit extrapolarea înspre trecut și înspre viitor. Altă diferență remarcabilă

între gravitația einsteiniană și diverse câmpuri este că prima este neliniară chiar și în absența

altor câmpuri, și că nu are o structură fixă apriorică.[145]

Pentru a înțelege ecuațiile lui Einstein ca ecuații cu derivate parțiale, ele se pot formula într-o

manieră care descrie evoluția universului în timp. Aceasta se face în așa-numitele formulări

„3+1”, în care spațiu-timpul este împărțit în trei dimensiuni spațiale și una temporală. Cel mai

cunoscut exemplu îl constituie formalismul ADM.[146]

Aceste descompuneri arată că ecuațiile de

evoluție ale spațiu-timpului din relativitatea generală se comportă bine: soluțiile există

întotdeauna, și sunt unic definite, cu condiția specificării unor condiții inițiale.[147]

Asemenea

formulări ale ecuațiilor de câmp ale lui Einstein stau la baza relativității numerice.[148]

Cantități globale și cvasilocale

Noțiunea de ecuație de evoluție este strâns legată de un alt aspect al fizicii relativiste generale. În

teoria lui Einstein, se dovedește că este imposibil de găsit o definiție generală pentru o

proprietate aparent simplă, cum ar fi masa totală a sistemului (sau energia totală). Aceasta în

primul rând deoarece câmpul gravitațional—ca orice câmp—trebuie să aibă o anumită energie

asociată, dar acea energie se dovedește a fi imposibil de localizat.[149]

Cu toate acestea, se poate defini masa totală a unui sistem, fie folosind o noțiune ipotetică de

„observator aflat la distanță infinită” (masă ADM)[150]

fie folosind unele simetrii utile (masa

Komar).[151]

Dacă se exclude din masa totală a sistemului energia transportată spre infinit de

undele gravitaționale, rezultatul este așa-numita masă Bondi.[152]

Ca și în fizica clasică, se poate

arăta că aceste mase sunt mărimi pozitiv definite.[153]

Alte definiții globale corespunzătoare

există pentru impuls și moment cinetic.[154]

Au existat o serie de alte încercări pentru definirea

unor mărimi cvasilocale, cum ar fi masa unui sistem izolat definită numai pe baza cantităților

determinate într-o regiune finită de spațiu în care se află sistemul respectiv, în speranță de a

obține o mărime utilă pentru afirmațiile generale despre sistemele izolate, cum ar fi o formulare

mai precisă a conjecturii inelului.[155]

Relațiile cu teoria cuantică

Dacă relativitatea generală este considerată a fi unul dintre cei doi stâlpi ai fizicii moderne, teoria

cuantică, baza înțelegerii materiei de la particule elementare la fizica stării solide, este

celălalt.[156]

Totuși, întrebarea dacă pot fi conceptele teoriei cuantice reconciliate cu cele ale

relativității generale rămâne deschisă.

Teoria cuantică a câmpurilor în spațiu-timp curb

Teoriile cuantice ale câmpului clasice, care stau la baza fizicii moderne a particulelor elementare,

sunt definite într-un spațiu Minkowski plat, care este o aproximare excelentă atunci când se

descrie comportamentul particulelor microscopice în câmpuri gravitaționale slabe, cum sunt cele

de pe Pământ.[157]

Pentru a descrie situațiile în care gravitația este suficient de puternică pentru a

influența materia cuantică, dar nu atât de puternică încât să necesite ea însăși cuantificarea,

fizicienii au formulat teorii cuantice ale câmpului în spațiu-timp curb. Aceste teorii se bazează pe

relativitatea generală clasică pentru a descrie un spațiu-timp curb de fond, și definesc o teorie

cuantică a câmpului generalizată pentru a descrie comportamentul materiei cuantice în cadrul

acestui spațiu-timp.[158]

Folosind acest formalism, se poate arăta că găurile negre emit un spectru

de corp negru de particule cunoscut sub numele de radiație Hawking, ceea ce conduce la

posibilitatea ca ele să se „evapore” cu timpul.[159]

După cum se menționează mai sus, această

radiație joacă un rol important în termodinamica găurilor negre.[160]

Gravitația cuantică

Nevoia de consistență între o descriere cuantică a materiei și o descriere geometrică a spațiu-

timpului,[161]

ca și apariția singularităților (unde scara de lungime a curburii devine

microscopică), induce necesitatea creeri unei teorii complete a gravitației cuantice: pentru o

descriere adecvată a interiorului găurilor negre, și a universului la începuturile existenței lui,

adică este necesară o teorie în care gravitația și geometria spațiu-timpului asociată sunt descrise

în limbajul fizicii cuantice.[162]

În ciuda unor eforturi considerabile, nu este cunoscută nicio teorie

completă și consistentă a gravitației cuantice, deși există mai multe teorii promițătoare.[163]

Tentativele de a generaliza teoriile cuantice ale câmpului obișnuite, utilizate în fizica particulelor

elementare pentru a descrie interacțiunile fundamentale, astfel încât să includă și gravitația, au

condus la dificultăți serioase. La energii mici, această abordare se dovedește de succes, prin

aceea că generează o teorie cuantică efectivă a gravitației.[164]

La energii foarte mari, însă, rezultă

modele lipsite de orice posibilitate de predicție.[165]

O reţea de spin din cele utilizate în gravitaţia cuantică cu bucle

O tentativă de a depăși aceste limitări o constituie teoria corzilor, o teorie cuantică nu a

particulelor punctiforme, ci a obiectelor unidimensionale extinse.[166]

Teoria promite să devină o

descriere unificată a tuturor particulelor și interacțiunilor, inclusiv a gravitației;[167]

Inconvenientul fiind aceea că apar unele caracteristici neobișnuite, cum ar fi șase dimensiuni

suplimentare ale spațiului, în plus față de cele trei.[168]

În ceea ce se numește a doua revoluție a

supercorzilor, s-a propus că atât teoria corzilor, cât și o unificare a relativității generale și a

supersimmetriei cunoscută ca supergravitație[169]

să formeze părți ale unui ipotetic model cu

unsprezece dimensiuni, denumit teoria M, care ar constitui o teorie a gravitației cuantice

consistentă și unic definită.[170]

O altă abordare pornește de la procedurile de cuantificare canonică din teoria cuantică. Folosind

formularea cu valori inițiale a relativității generale, rezultatul este ecuația Wheeler-deWitt

(analogă ecuației Schrödinger) care, însă, se dovedește a fi impropriu definită.[171]

Totuși, prin

introducerea a ceea ce astăzi se numesc variabilele Ashtekar,[172]

aceasta conduce la un model

promițător cunoscut ca gravitație cuantică cu bucle. Spațiul este reprezentat de o structură sub

formă de plasă, denumită rețea de spin, care evoluează în timp în pași discreți.[173]

În funcție de care dintre caracteristicile relativității generale și ale teoriei cuantice sunt acceptate

ca neschimbate, și de la ce nivel se introduc schimbările,[174]

există numeroase alte tentative de a

ajunge la o teorie viabilă a gravitației cuantice, printre exemple numărându-se triangulările

dinamice,[175]

mulțimile cauzale,[176]

modelele cu twistori[177]

sau modele bazate pe integrala de

drum ale cosmologiei cuantice.[178]

Toate teoriile propuse încă au probleme formale și conceptuale majore de depășit. Ele au și

problema comună că, deocamdată, nu se pot realiza teste experimentale ale predicțiilor

gravitației cuantice (și deci nu se poate alege vreuna din propuneri acolo unde predicțiile diferă),

deși se speră ca acest lucru să se schimbe pe măsură ce devin disponibile date din observațiile

cosmologice și din experimentele de fizica particulelor.[179]

Statutul actual

Relativitatea generală a devenit un model de mare succes al gravitației și cosmologiei, model

care a fost validat de toate testele experimentale și observaționale. Chiar și așa, există indicii

solide că teoria este incompletă.[180]

Problema gravitației cuantice și chestiunea existenței

singularităților spațio-temporale rămân deschise. Datele empirice acceptate ca dovadă pentru

existența energiei întunecate și materiei întunecate poate sugera nevoia elaborării unei noi fizici,

în vreme ce așa-numita anomalie Pioneer ar putea totuși să admită o explicație convențională, și

aceasta ar putea deveni punctul de pornire pentru dezvoltarea unei construcții de nouă fizică.[181]

Chiar și luată ca atare, relativitatea generală abundă de posibilități de explorare. Matematicienii

relativiști caută să înțeleagă natura singularităților și a proprietăților fundamentale ale ecuațiilor

lui Einstein,[182]

și se rulează simulări pe calculatoare din ce în ce mai puternice (cum ar fi cele

care descriu fuziunea găurilor negre).[183]

Cursa pentru prima detecție directă a undelor

gravitaționale continuă,[184]

în speranța de a crea oportunități pentru testarea validității teoriei în

câmpuri gravitaționale mult mai puternice decât a fost posibil înainte.[185]

La peste nouăzeci de

ani de la publicare, relativitatea generală rămâne o zonă de cercetare intens exploatată.[186]

În relativitatea generală, gravitația este o manifestare a curburii spațiu-timp. Obiectele

masive distorsionează spațiul și timpul, astfel încât regulile uzuale ale geometriei nu se mai

aplică. Lângă o gaură neagră, distorsiunea spațiu-timpului este foarte severă și din această

cauză găurile negre au niște proprietăți foarte ciudate. O gaură neagră are ceva ce se cheama

orizontul evenimentului sau raza Schwarzschild. Aceasta este o suprafață sferică ce

marchează granița găurii negre. Poți "intra" în gaură prin acest orizont, dar nu mai poți ieși

niciodată. De fapt, odată ce ai trecut de orizontul evenimentului, ești condamnat să te apropii din

ce in ce mai mult de punctul de singularitate din centrul găurii negre. S-a estimat că punctul de

singularitate este „traducerea” unei forțe gravitaționale care tinde, ca și valoare, spre infinit.

Mecanica cuantica

Ilustrare a unui celebru experiment mintal, pisica lui Schrödinger, care arată insolitul mecanicii

cuantice. În timp ce particulele elementare se pot afla simultan în mai multe stări cuantice, pisica

nu poate fi decît vie sau moartă.

Mecanica cuantică (sau imprecis spus teorie cuantică sau "fizică cuantică") este o teorie fizică,

care descrie comportamentul materiei la nivelul atomic și subatomic, fenomene pe care fizica

newtoniană și electromagnetismul clasic nici nu le pot explica. Mecanica cuantică este unul

dintre pilonii fizicii moderne și formează baza pentru multe dintre domeniile sale , cum ar fizica

atomică, fizica stării solide și fizica nucleară și fizica particulelor elementare, dar și ramuri

înrudite precum chimia cuantică.

Fondatorii mecanicii cuantice au fost Max Planck, Erwin Schrödinger ,Werner von Heisenberg.

Contribuții importante au adus Max Born, Pascual Jordan, Wolfgang Pauli, Niels Bohr, Paul

Dirac și John von Neumann. Aceste concepte de bază ale mecanicii cuantice au fost elaborate

între 1926 și 1935.

Esența mecanicii cuantice este formalismul matematic, care descrie fenomenele fizice prin

intermediul vectorilor și operatorilor spațiului Hilbert. Pentru a descrie relația dintre formalismul

matematic și caracteristicile observabile ale obiectelor fizice au fost dezvoltate o serie de

interpretări. Mai ales procesul de măsurare este un aspect central și controversat pînă în ziua de

azi. Printre interpretările cele mai populare se numără pe lîngă Interpretarea de la Copenhaga,

teoria funcției de undă universală, teoria de Broglie-Bohm precum și Consistent Histories

Interpretation. Un principiu important in mecanica cuantică este principiul de incertitudine a lui

Werner Heisenberg care afirmă că nu putem afla simultan, cu precizie oricît de bună, atît poziția

cît și impulsul unei particule. Explicația simplă este că încercarea de a măsura sau restrînge

poziția unei particule afectează impulsul ei și viceversa.

Orice sistem fizic este un sistem cuantic, însă în mod practic, se poate considera că în cazul

obiectelor macroscopice proprietățile fizice sînt consecința unei medieri statistice pe un număr

imens de subsisteme, ceea ce face ca parametrii care descriu sistemele macroscopice să varieze

aparent continuu. Există cîteva excepții notabile de la această regulă: supraconductoarele,

superfluidele și cîmpurile electromagnetice.

Fizica clasica newtoniana se baza pe observatia obiectelor solide din experimentele de zi cu zi,

de la caderea merelor la miscarea pe orbita a planetelor. Legile sale erau testate in mod repetat,

dovedite si extinse peste sute de ani. Erau bine intelese si au ajutat mult in previziunile

comportamentului fizic, asa cum vedem in triumful Revolutiei Industriale. Dar la sfarsitul

secolului al XIX-lea, cand fizicienii au inceput sa dezvolte instrumente de investigare a celor mai

mici domenii ale materiei, au descoperit ceva ce i-a incurcat: fizica newtoniana nu functiona! Si

nici nu putea prezice rezultatele pe care le obtineau cercetatorii.

Particule subatomice

Clasificare:

Bosoni: particule subatomice, care transmit forțe.

o Exemple: fotoni, gravitoni (gravitonul este o particulă ipotetică momentan),

gluoni.

o Proprietăți ale bosonilor:

Doi sau mai mulți bosoni pot ocupa acelasi loc în spațiu la un moment dat.

Fermioni: particule subatomice care intră în alcătuirea materiei.

o Exemple: protoni, neutroni, electroni.

o Proprietăți ale fermionilor:

Doi sau mai mulți fermioni nu pot ocupa același loc în spațiu la un

moment dat. Acest lucru se numește repulsia Pauli.

Fenomene cuantice

Difracția particulelor (vezi Dualismul undă-corpuscul)

Efectul tunel

Întrepătrunderea stărilor cuantice

Gravitatie cuantica

Gravitația cuantică este o ramură a fizicii teoretice care se ocupă cu unificarea mecanicii

cuantice cu relativitatea generală, încercând astfel să explice interacțiunea gravitațională din

punct de vedere cuantic.

Teoria trebuie să fie în măsură să intuiască rezultatul situațiilor în care atât efectele cuantice, cât

și gravitatea, sunt importante (doar la scara Planck, cu excepția cazului în care alte teorii, precum

cea a Multiversului, sunt corecte). Motivul cuantificării gravitației vine de la succesul remarcabil

al aplicării principiilor teoriei cuantice la celelalte trei interacțiuni fundamentale (forța tare, forța

slabă, electromagnetismul). Deși unele teorii ale gravitației cuantice precum teoria corzilor și

așa-numitele teorii ale totului, care unifică gravitația cu celelalte forțe fundamentale, alte teorii,

precum teoria gravitației cuantice în bucle, doar încearcă să cuantifice câmpul gravitațional, fără

să-l lege de celelalte forțe fundamentale.

Fenomenele fizice observate la începutul secolului 21 pot fi descrise bine fie de mecanica

cuantică, fie de teoria relativității generale, fără a fi nevoie de ambele. Acest fenomen se

datorează scării la care acționează fiecare teorie. Efectele cuantice sunt de obicei importante doar

pentru particulele foarte mici, nedepășind mărimea moleculelor tipice. Efectele relativiste, pe de

altă parte, apar la scară macroscopică, cum ar fi stelele. (Câmpurile gravitaționale ale planetelor

pot fi bine descrise de gravitația liniarizată). Există o insuficiență a dovezilor experimentale cu

privire la gravitația cuantică, și fizica clasică poate descrie, într-un mod adecvat, efectele

gravitației observate într-un interval de peste 50 de ordine de mărime de masă, adică pentru mase

de la aproximativ 10-23

la 1030

kg.

Deși nu există o descriere cuantică a gravitației, este posibil să determinăm comportamentul unui

obiect cuantic în prezența gravitației. Prezicerea mișcării unei particule într-un câmp

gravitațional (se consideră gravitația newtoniană, suficient de precisă la această scară) este un

exercițiu clasic pentru studenți. Se arată că nivelurile energiei potențiale gravitaționale sunt bine

cuantificate, chiar dacă gravitatea în sine nu este.

Experimentul de atunci a fost condus de Valeri Nesvizhevsky și arată că neutronii au fost găsiți

în traiectoriile prezise de mecanica cuantică.

Chiar și încercarea de a cuantifica teoria clasică a gravitației liniarizate a întâmpinat numeroase

dificultăți tehnice - gravitația cuantică este non-renormalizabilă. Situația este agravată de faptul

că experimentele directe în domeniul gravitației cuanticesunt greu realizabile din cauza

tehnologiilor moderne din cauza caracterului prea slab a interacțiunii gravitaționale.

Raza Schwarzschild

Raza Schwarzschild (denumită uneori și raza gravitațională) este o rază caracteristică fiecărei

mase. Este raza limită dintre două sau mai multe corpuri fără ca unul din cele ele să sufere

modificări datorită acțiunii gravitaționale a altui corp. Este un termen folosit în fizică și

astronomie în domeniile teoriei gravitației respectiv cel al relativității. Raza Schwarzschild

reprezinta abilitatea masei de a curba spațiul si timpul.

Aceasta este raza unei sfere în spațiu, care dacă ar conține o cantitate suficientă de masă (și ar

ajunge la o anumită densitate), gravitația ar fi atât de mare încât nici o forță cunoscută nu ar

putea opri masa de la prăbușirea într-un punct de densitate infinita: singularitatea gravitațională.

Termenul este folosit în fizică și astronomie, în special în teoria gravitației și a relativității

generale.

În 1916, Karl Schwarzschild a obținut o soluție exactă pentru ecuațiile lui Einstein pentru câmpul

gravitațional în afara unui corp sferic, simetric, nerotativ (a se vedea metrica Schwarzschild).

Folosind definiția , soluția conținea un termen de forma ; unde r este raza

Schwarzschild. Semnificația fizică a acestei singularități, și dacă această singularitate ar putea

exista în natură, a fost dezbătuta de mai multe decenii, însă o acceptare generală ideii de gaură

neagră s-a produs în a doua jumătate a secolului al 20-lea.

Un obiect mai mic decât raza sa Schwarzschild mai este numit gaură neagră. Suprafața razei

Schwarzschild acționează ca un orizont de evenimente într-un corp rotațional. Nici lumina, nici

particulele nu ar putea să scape prin această suprafață din interior, de unde si numele de gaură

neagră. Raza Schwarzschild a găurii negre supermasive din centrul galaxiei noastre ar avea

aproximativ 7.8 milioane km.

Raza Schwarzschild a unui obiect este proporțională cu masa acestuia. Conform calculelor, raza

Schwarzschild a Soarelui este de 3 kilometri în timp ce cea a Pământului este egală aproximativ

cu 9 mm.

Formula razei Schwarzschild

În astronomie, raza Schwarzschild este folosită pentru a determina aria de atracție gravitațională

a unei găuri negre sau pentru determinarea posibilității impactului a două corpuri cerești (de

obicei stele).

unde

rs este raza Schwarzschild,

G este constanta gravitațională,

m este masa obiectului, și

c este viteza luminii.

Pentru o gaură neagră de mărimea Soarelui, raza Schwarzschild este 2,96 km. Oricum, folosind

următoarea formulă se poate determina masa oricărei găuri negre din Univers:

km

Un obiect de orice densitate poate fi destul de masiv pentru a se prabusi in propria raza

Schwarzschild,

unde:

este volumul obiectului;

este densitatea acestuia.

Clasificarea in functie de raza Schwarzschild

Gaura neagră supermasiva

În cazul în care se acumulează materie la densitatea normală, până la o masa de circa

150.000.000 de ori masa Soarelui, aceasta se va prabusi în interiorul propriei raze Schwarzschild

și ar rezulta o gaura neagra supermasiva de 150.000.000 mase solare. (Au fost observate găuri

negre supermasive avand până la 18 miliarde mase solare). Gaura neagra supermasiva din centrul

galaxiei noastre (cu o masa de circa 3,7 milioane mase solare) este cea mai convingătoare dovada

a existenței unor găurilor negre. Se crede că găurile negre masive nu apar ca urmare a colapsului

unui grup de stele, ci pot fi initial gauri negre de marimi medii si sa creasca in urma acumularii

materiei și a altor găuri negre.

Gaura neagra stelara

Daca se acumulează materie la densitatea nucleară (densitatea nucleul unui atom fiind de

aproximativ 1018

kg/m3; stelele neutronice pot ajunge de asemenea la această densitate), aceasta

s-ar prabusi in propria raza Schwarzschild la aproximativ 3 mase solare și ar deveni o gaură

neagră stelara.

Gaura neagra primordiala

O masă mică are o raza Schwarzschild foarte mica. O masă similară cu cea a muntelui Everest ar

avea o rază Schwarzschild mai mică de un nanometru. Densitatea medie a acesteia, la această

dimensiune, ar fi atât de mare încât nici un mecanism cunoscut n-ar putea forma astfel de obiecte

extrem de compacte. Astfel de gauri negre s-ar fi putut forma imediat după Big Bang, atunci

când densitatea materiei era foarte mare.

Big Bang

Big Bang-ul este modelul cosmologic ce explică condițiile inițiale și dezvoltarea ulterioară a

Universului. Acest model este susținut de explicațiile cele mai complete și corecte din punct de

vedere științific.. Termenul de Big Bang, în general, se referă la ideea că Universul s-a extins de

la o singularitate primordială fierbinte și densă acum aproximativ 13.3-13.9 miliarde de ani.

"Teoria Big Bang" este modelul care explică apariția materiei,energiei,spațiului și timpului, altfel

spus la existența Universului. Această teorie încearcă să explice de ce universul se extinde

permanent încă de la apariția sa, și de ce pare a fi uniform în toate direcțiile.

Teorii despre producerea Big Bangului; suportul științific

Astronomul american Edwin Hubble a descris Universul ca fiind în continuă extindere, dând

cosmologilor "o temă pentru acasă". El pornește de la ideea că la începuturi, cu circa 13,7

miliarde de ani în urmă, universul încă nu exista. Ceea ce a existat a fost doar un punct de o

natură cu totul specială, o așa-numită singularitate, ceva fără dimensiuni dar cu o energie infinită.

La momentul "zero" acest punct a ieșit din starea lui de singularitate (încă nu se știe din ce

cauză) și și-a manifestat uriașa energie printr-o inimaginabilă explozie, Big Bangul, care mai

continuă și în ziua de azi. În anul 1940 fizicianul ruso-american George Gamow și asistenții săi

Ralph Alpher și Robert Herman au lansat ideea de explozie incandescentă de materie și energie

de la începuturile universului. Numele teoriei "Big Bang" a fost dat dat de astronomul englez

Fred Hoyle în 1950.

Sunt trei indicii majore pentru veridicitatea teoriei Big Bangului:

Vârsta celor mai bătrâne stele este de 12-13,2 [1] miliarde de ani, adică ea corespunde parțial cu vechimea Universului.

Analiza luminii emise de galaxii indică faptul că obiectele galactice se îndepărtează unele de altele cu o viteză cu atât mai mare, cu cât sunt mai îndepărtate de Pământ, ceea ce sugerează că galaxiile erau altădată adunate într-o regiune unică a spațiului;

În ziua de azi, în toate regiunile Universului există o radiație de fond ("radiație cosmică") foarte slabă, un fel de fosilă, rămășiță de pe urma torentelor de căldură și lumină din primele clipe ale Universului.

Limitele cunoașterii momentelor de început ale Big Bangului

Astrofizicienii nu pot (încă?) explica apariția universului la secunda "zero" (momentul inițial). Ei

iau ca punct de plecare momentul 10-43

secunde după explozia originară (Big Bang). La această

"vârstă fragedă" tot universul era conținut într-o sferă de mărime infimă, subnucleară, de numai

10–33

centimetri diametru (nucleul unui atom are ordinul de mărime de 10–13

centimetri).

Temperatura la acel stadiu era însă inimaginabil de mare, de ordinul a 1032

grade.

Teoria nu este aplicabila mai devreme de momentul "zero" + 10–43

secunde; pentru că se izbeste

de „zidul Planck” (știința este încă incapabilă să explice comportamentul atomilor în condițiile în

care forța de gravitație devine extremă, așa cum era cazul în universul de 10–33

centimetri).

„Zidul Planck” reprezintă de fapt existența limitelor minime fizice ale obiectelor; una din

barierele fizice este „quantumul de acțiune” sau așa-numita "Constantă a lui Planck" = 6,62 10–34

Joule secundă, care reprezintă cea mai mică dintre cantitățile de energie existente în lumea

noastră fizică, adică limita divizibilității spectrale și, prin aceasta, limita extremă a oricărei

divizibilități. Prin analogie există o „lungime ultimă” numită și „Lungimea lui Planck”, precum

și „Timpul lui Planck”, care este cea mai mică unitate de timp posibilă teoretic.

Cercetări fizico–matematice privind începutul Big Bangului și cauzele exploziei inițiale

Există fizicieni și matematicieni care, pe baza calculelor matematice, caută să găsească explicații

asupra momentului zero al exploziei inițiale - Big Bang. Astfel:

Teoria / fizica cuantică a permis unor cercetători fizicieni să emită o serie de teorii referitoare la cauza care a determinat Big Bangul. Demonstrațiile făcute în cadrul și pe baza teoriei fizicii cuantice, conform cărora o particulă elementară poate fi detectată în două locuri în același timp (de unde și concluzia că particula este într-o permanentă vibrație), au generat ideea că spațiul și timpul sunt abstracțiuni, iluzii ale gândirii omului.

Există și teoria "supragravitației", bazată pe faptul că forța gravitațională este mult prea slabă în raport cu forța electromagnetică sau cu alte forțe (deși în Univers ea se manifestă ca o forță deosebit de mare și atotcuprinzătoare). Aceasta a postulat că gravitația se scurge într-un "univers paralel" și că forța gravitațională ce rămâne în universul nostru este mult diminuată.

Ambele teorii au condus la dezvoltarea „teoriei membranelor” sau Teoria M și au permis

concluzia că în lumea reală trebuie să fie mult mai multe dimensiuni decât cele trei din universul

nostru, și că deci există mai multe universuri.

Într-un laborator din SUA s-a reprodus într-o experiență, pentru o milionime de secundă (10–7

secunde), modul cum ar fi fost starea materiei imediat după Big Bang. Ideea este că Big Bangul a

făcut să explodeze punctul ce conținea o enormă cantitate de energie și care, datorită condițiilor,

a început să se transforme în materie – „supa primordială” care nici teoretic nu poate fi bine

definită. Materia rezultată imediat după Big Bang (supa primordială) a fost denumită plasma;

experimentul în care s-a obținut această plasmă a constat într-un bombardament de particule de

aur greu și de deuteriu (izotop al hidrogenului) [BBC- emisiune din 28.06.2003 ora 8:15 -

www.bbc.ro].

Consecințele Big Bang-ului

Gamow și studenții săi au ajuns la concluzia că unele elemente chimice din universul de azi

provin din primele timpuri ale formării acestuia. Unele radiații se presupun că datează din

perioada Big Bangului și încă mai circulă prin univers. S-a mai descoperit că cele mai ușoare

elemente, ca hidrogenul, deuteriul și heliul, au fost primele elemente în univers, iar celelalte

elemente mai grele s-au format ulterior. Cercetătorii susțin că elementele mai grele decât heliul și

mai ușoare decât fierul s-au format în procesul nuclear în stele, iar elementele mai grele decât

fierul s-au format în urma exploziilor supernovelor.

Originea radiației cosmice de fond

Expansiunea și contracția universului

Două scenarii posibile au fost propuse pentru a descrie viitorul Universului: Astfel, în prima

variantă, Universul are un început la singularitate, urmat de o fază de expansiune; dacă masa

galaxiilor depășește un anumit prag, așa-numita masă critică, forța de gravitație va putea depăși

inerția initială și va duce în cele din urmă la încetinirea expansiunii, apoi galaxiile vor începe să

se miște una spre cealaltă, Universul sfârșind printr-o contracție într-o altă singularitatea,

eveniment numit Big Crunch (marea contracție). Cealaltă posibilitate era ca masa materiei din

Univers să nu ajungă la valoarea necesară pentru a invinge viteza inițială, în care caz

expansiunea ar continua la infinit, intr-o rată tot mai lentă, dar care nu va ajunge niciodată la

zero.

Totuși, observații recente[2]

indică că Universul posedă o rată de expansiune în continuă

accelerație - altfel spus, se extinde din ce in ce mai repede. Explicația pare a fi prezența unei

forme de energie ( "energia neagră" ) care nu a fost luată în calcul pana atunci.

Energie întunecată

În cosmologie, energia întunecată este o formă de materie dovedită doar teoretic, prezentă în tot

universul. Numele ei este oarecum impropriu, deoarece este vorba de o substanță (cu masă și

energie), și nu doar de o energie.

Exercitând o presiune negativă ea generează o forță care se comportă ca o gravitație negativă

(repulsivă). Astfel, energia întunecată ar putea explica accelerarea expansiunii universului.

Scopul cercetărilor astrofizice actuale în domeniu este măsurarea precisă a vitezei de expansiune

a universului, pentru a determina modul în care această expansiune variază în timp.

Ultimele calcule (2008) arată că universul ar fi constituit în proporție de 74 % din această formă

de materie.

Istorie

Alan Guth propuse în anii 1970 ca un câmp de presiune pozitiv, similare în întuneric pentru

conceptul de energie, cum că ar putea conduce vehicule cosmice a inflației în univers foarte

devreme. Inflația postulează că această vigoare, calitativ similar cu întuneric de energie, a dus la

o enormă expansiune exponențială a universului, ușor după Big Bang. Cu toate acestea, inflația

trebuie să fi apărut la o densitate de energie mult mai mare decât în întuneric. De energia de azi

vom observa că s-a crezut căci este completă, a luat sfârșit atunci când universul a fost doar o

fracțiune de secundă. Chiar și după ce au devenit modele de inflaționiste acceptate, de constanța

cosmologică a fost gândit pentru a fi la curent irelevante în univers.

Termenul de "energie întunecată" a fost inventat de Michael Turner, în 1998. Prin această dată,

la masă lipsește problema de big-bang și structura pe scară largă, care a fost stabilit, iar un un

cosmologist a început să teoretizeze că a fost o componență suplimentară pentru universul

nostru. Primele dovezi directe pentru energia întunecata a venit de la Supernova, observațiile de

expansiunea accelerată, în Riess și mai târziu a confirmat în Perlmutter. Acest lucru a dus la

Lambda-CDM model, care din 2006 este în concordanță cu o serie de observații din ce în ce mai

riguroase cosmologic, cel mai recent fiind de 2005, Supernova Legacy Survey. Primele rezultate

de la SNLS arată că în medie de comportament (de exemplu, ecuația de stat) din întuneric de

energie se comportă constanța cosmologică la o precizie de 10%. Recentele rezultate de la

Hubble Space Telecomanda Superior-Z, indică faptul că energia întunecată a fost prezentă pentru

cel puțin 9 miliarde de ani, și în perioada premergătoare cosmică accelerată.

Materie întunecată

Materia întunecată este o substanță din cosmos foarte puțin cunoscută, descoperită relativ

recent și formată din particule încă nedetectate experimental, și a cărei existență a fost stabilită

doar teoretic. Proporția de materie întunecată din univers este foarte mare: circa 21 % din totalul

materiei sale. Cu toate acestea, existența ei încă nu a putut fi dovedită pe cale experimentală din

cauză că ea nu emite radiații.

Pentru completitudine, conform teoriilor actuale (2008) restul materiei universului este format

din:

energie întunecată: circa 74 % din totalul materiei universului; aceasta este tot o substanță, o materie, foarte puțin cunoscută, doar că numele ei de „energie” este impropriu;

barioni: circa 5 % - aceștia constituie lumea materială obișnuită pe care o percepem direct, inclusiv stelele, planetele, galaxiile etc.

neutrini: circa 0,1 %; radiația de fond: echivalează cu circa 0,01 % din materia universului.

Teorii și deducții științifice despre materia întunecată

Există dovezi teoretice (stabilite de către cercetătorii Universității din Pittsburg, Pennsylvania,

SUA, bazate pe radiația de fond - radiația reziduală de la explozia inițială Big Bang) despre

existența materiei întunecate și a energiei întunecate, nedetectate încă. Astfel, s-a constatat că

fotonii din radiația de fond sunt încetiniți la trecerea lor printre galaxii mai mult decât se

calculase inițial, întârzierea datorându-se trecerii prin materie întunecată. Prezența materiei

întunecate mai este dedusă și indirect din mișcarea obiectelor astronomice, în special a stelelor,

galaxiilor și roiurilor de galaxii ("superclustere") (conform lucrărilor lui Martin White).

De asemenea există teorii, bazate pe certitudinea prezenței „găurilor negre”, prin care se

demonstrează existența materiei întunecate care este responsabilă de expansiunea accelerată a

universului. Pentru prima oară, în vremurile noastre, s-a observat o gaură neagră care a fost

surprinsă aruncând jeturi de energie, deși se știa că găurile negre doar aspiră, și nu refulează

materia.

Alte teorii ale existenței materiei întunecate se bazează pe abaterile gravitaționale ce s-au

detectat cu privire la mișcarea galaxiilor și roiurilor de galaxii în univers, abateri altfel

inexplicabile.

Universul se află într-o permanentă expansiune care are loc cu o viteză mai mare decât s-au

așteptat cercetătorii spațiului cosmic; această viteză este imprimată de o curioasă forță numită

„de chintesență” și generată de vidul cosmic. Vidul cosmic, departe de a fi gol, constituie sediul

unor nebănuite energii. În univers, în jurul găurilor negre se îngrămădește așa-numita materie

întunecată, care este până acum indetectabilă, deși constituie 21 % din materia cosmică.

La începutul anului 2007 astronomii au întocmit o hartă tridimensională a materiei întunecate pe

care sunt indicate și stelele și galaxiile. Studiul, publicat în revista Nature, aduce cele mai

importante dovezi de până acum că răspândirea galaxiilor corespunde în bună măsură cu

distribuția materiei întunecate. Explicația constă în faptul că materia întunecată atrage materia

obișnuită (galaxii, stele, planete, gaze, radiații, în total 5 % din materia universului) prin

intermediul câmpului gravitațional.

Particule elementare care constituie materia întunecată

Particulele constitutive ale materiei întunecate nu pot fi nici protoni, nici neutroni, nici electroni

și nici neutrinii obișnuiți; cosmologii, care până acum nu le-au detectat experimental, le numesc

de exemplu axioni și neutrini sterili. Câteva date sumare despre neutrini ne pot pregăti pentru ce

ar putea fi materia întunecată. Neutrinul este o particulă elementară stabilă și foarte ușoară, nu

are sarcină electrică (deci este neutră d.p.d.v. electric) și are masa de cel puțin zece mii de ori

mai mică decât aceea a electronului. Existența neutrinilor a fost dovedită teoretic în anul 1936, ei

constituind explicația abaterii de la legile de conservare a energiei; experimental ea a fost pusă în

evidență în anul 1954, când au fost detectați primii neutrini.

Câteva trăsături specifice ale neutrinului

Zi și noapte primim de la Soare, în fiecare secundă, aproape zece miliarde de neutrini pe centimetru pătrat.

Se pare că neutrinii nu reacționează cu materia, iar interacțiunea cu restul universului este slabă. Corpul omenesc este străbătut în fiecare secundă de milioane de neutrini. Neutrinii traversează

cu ușurință volumul planetei noastre, fără să se abată de la drum. Neutrinii își schimbă starea frecvent. Se cunosc trei feluri de neutrini.

"Neutrinii joacă un rol fundamental la nivelul structurii materiei. Domină comportamentul

ultimelor vârste stelare. Nu este imposibil ca ei să dirijeze expansiunea universului..." ("Răbdare

în azur", Hubert Reeves, pag. 221 - ed. Humanitas, București, 1993)

Cercetări experimentale pentru crearea de noi particule elementare

Se fac experimente cu acceleratoare gigantice, ca de exemplu noul accelerator LHC al Centrului

European de Cercetare Nucleară CERN de la Geneva, Elveția, și cu programe de cercetări în care

sunt angrenate forțe științifice numeroase și deosebit de puternice, care constau în încercarea de a

crea două fascicole de protoni care să se intersecteze și astfel să se bombardeze reciproc. La

LHC se utilizează energii de ordinul a 12 gigajouli și de mii de miliarde de electroni-volți. Se

așteaptă ca încă în 2009 să se creeze în laborator condițiile existente în perioada foarte timpurie a

Big-Bangului. În cursul acestor experimentări se speră să se descopere noi particule elementare

precum și mecanismele petrecute imediat după nașterea Universului, cu scopul creării unor teorii

plauzibile ale formării universului, și ale existenței și compoziției materiei întunecate și a

energiei întunecate. Pe lângă acceleratorul propriu-zis experimentele folosesc numeroase alte

dispozitive speciale, calculatoare gigantice și instrumentar de laborator special. Acestea se află în

subteran, în medie la circa 100 metri adâncime, într-un tunel circular de 27 km lungime, construit

în 2006 în apropiere de orașul Geneva. La Torino, aflat la o distanță de circa 700 km de Geneva,

s-au construit instalații adecvate de recepționare a fasciculelor de neutrini lansate de la CERN.

Există deja fotograme înregistrate pe discuri dure conținând imagini de la bombardamente de

particule efectuate la energii enorme; tipărite pe hârtie și stivuite unele peste altele ele ar atinge

înălțimea Turnului Eiffel. În aceste fotograme apar extrem de rar și fenomene care se abat de la

fenomenele fizice deja cunoscute. Aceste „anomalii” sunt studiate în mod intensiv pentru a se

descoperi mecanismele ce s-au manifestat în Universul timpuriu, la începuturile sale, imediat

după Big Ban

.

Teoria Corzilor

Teoria Corzilor este un concept ipotetic din fizică. Termenul provine din denumirea engleză

"String Theory", care ar însemna Teoria Corzii sau poate și mai bine Teoria Corzilor. Deoarece

un element esențial în construcția modelului fizic este supersimetria, de multe ori Teoria Corzilor

este redenumită Teoria Supercorzilor, dar în esență ambele denumiri semnifică același lucru.

Până în prezent sunt cunoscute cinci modele viabile care nu au anomalii și care sunt

compatibile cu un spațiu fizic cu zece dimensiuni, una temporală și nouă spațiale. Se

crede că aceste cinci teorii nu reprezintă altceva decât diverse manifestari ale Teoriei M

(M-theory).

În teoria stringurilor particulele elementare sunt alcătuite din stringuri (corzi sau sfori)

aflate sub excitație. Stringurile trebuie să fie întinse sub tensiune, pentru a deveni

excitate, dar aceste stringuri nu sunt prinse de un suport, ele plutesc in spațiu-timp.

Tensiunea stringurilor este dată de cantitatea 1 / (2πα'), unde α' este egal cu pătratul

lungimii stringurilor. Dacă teoria stringurilor este o teoria a gravității cuantice, atunci

mărimea medie a unui string trebuie să fie aproximativă cu lungimea Planck, care este

egală cu aproximativ 10-33

cm.

Stringurile pot fi inchise (sunt ca o bucată de sfoară sub formă de cerc) sau deschise (ca o

bucată de sfoară), cele deschise se pot inchide si ele devenind inchise. Aceste stringuri

interacționează unele cu altele in spațiu și timp rezultând particule elementare. Diferitele

forme de interacțiune dintre stringuri dau proprietățile fizice ale particulei.

Pentru introducerea fermionilor in această teorie trebuie să existe o simetrie speciala

numită supersimetria. Supersimetria înseamnă că oricărui boson îi corespunde un

fermion. Deci supersimetria face o legătură între bosoni și fermioni. Din păcate această

supersimetrie (cuplu boson-fermion) nu a fost observată in experimente efectuate în

acceleratoare de particule (acceleratoare de particule: acceleratoare liniare, ciclotron,

betatron).

Universul nostru este format din 4 dimensiuni: sus-jos, fata-spate, stanga-dreapta si timpul.

Restul, pana la 11 nu le percepem, 6 fiind infasurate iar una le contine pe cele 10. Universul

nostru se afla pe o membrana infinita in lungime, dar foarte ingusta. Ciocnirea dintre membrana

ce contine universul nostru si cea a unui univers paralel a dus la Big Bang

Teoria M

Teoria M este o teorie supersimetrică care este consistentă într-un spațiu cu unsprezece

dimensiuni. Limita de energii joase a Teoriei M este Supergravitația unsprezece-dimensională.

Teoria M este cea mai recentă versiune a teoriei corzilor din anul 2008. Conform vechii teorii,

șase din cele zece dimensiuni sunt „înfășurate”, noi putând observa doar universul 4-dimensional

cu care suntem obișnuiți. Aceste extradimensiuni sunt „strânse” într-o regiune a spațiului (spațiul

Calabi-Yau), prea mică pentru a putea fi observabilă. Teoria M vine cu ceva in plus: unele din

aceste dimensiuni ar putea fi foarte mari, chiar infinite.

Istoric: de la atom până la Big Bang și Multivers

În anii 1920 fizicienii descoperă particulele elementare și cercetează proprietățile acestora.

Electronii însă le rezervă o surpriză: „Când cineva studiază proprietățile atomilor descoperă că

realitatea este mai stranie decât și-ar fi închipuit oricine. Particulele au într-adevăr posibilitatea,

într-un anumit sens, de a se afla simultan în mai multe locuri.” (cf. Alan Guth, profesor la

Institutul de Tehnologie al (statului) Massachusetts) (MIT) din Cambridge, Massachusetts, SUA.

Aceasta înseamnă că particulele nu există doar în universul nostru, ci apar și în alte universuri

paralele cu al nostru. Alan Guth explică: „În esență, tot ceea ce se poate întâmpla se întâmplă

într-una dintre alternative, ceea ce înseamnă că suprapus peste universul cunoscut există un

univers alternativ, unde Al Gore este președinte și Elvis Presley este încă în viață.”

Teoria corzilor (stringurilor)

Cu fiecare concluzie fizicienii s-au apropiat tot mai mult de momentul creării "teoriei tuturor

lucrurilor", teorie care încearcă să explice existența întregului univers, în mic și mare. Albert

Einstein a lăsat această căutare succesorilor săi, ea fiind de fapt miezul cercetărilor tuturor

fizicienilor. Anii 1980 aduc o schimbare radicală, așa cum afirmă Burt Ovrut, profesor la

Universitatea Statului Pennsylvania din University Park, Pennsylvania, USA: „Încă de când a

luat naștere fizica s-a crezut că materia este făcută din particule. Acum ne-am schimbat acest

punct de vedere. Acum credem că materia este făcută din corzi mici.” Așa a apărut teoria

stringurilor, care spune că particulele sunt de fapt corzi mici invizibile, din care emană materia

precum muzica din corzi: „Dacă o ciupești (coarda) într-un anumit fel, obții o frecvență anume,

dar dacă o ciupești în alt fel, poți obține mai multe frecvențe, așa ai note diferite.”(Burt Ovrut).

Michio Kaku, profesor la City University din orașul New York, spune că „universul este o

simfonie, iar legile fizicii sunt armonii ale unei super-corzi.”

Singularitate

Pentru ca "teoria stringurilor" să devină "teoria tuturor lucrurilor existente în univers", ea trebuia

să explice nașterea universului, adică momentul la care s-a produs Big Bangul. Timp de zece ani

fizicienii au cercetat posibilitatea celor două teorii de a se explica una pe alta, de a se completa.

Rezultatele însă au fost dezastruoase, iar curând teoriile au fost aproape de autodistrugere

reciprocă. Cercetătorii Big Bangului au ajuns prin extrapolare din ce în ce mai aproape de

momentul crucial: mai întâi mai aproape cu un miliard de ani, apoi la momentul formării

primilor atomi, apoi când universul avea numai câteva sute de mii de ani, și până la urmă la

momentul când universul număra doar câteva secunde de existență. Aici fizicienii s-au

confruntat cu o dificultate majoră: „Problema fundamentală a cosmologiei este că legile fizicii,

așa cum sunt ele cunoscute, sunt anulate în momentul Big Bangului. Unii spun, ce e rău în asta,

ce e rău dacă legile fizice se prăbușesc? Totuși, pentru un fizician aceasta este un dezastru. Toată

viața ne-am dedicat faptului că universul se supune unor legi cunoscute, legi care pot fi transcrise

în limbajul matematicii, dar aici avem miezul universului însuși, o piesă care însă lipsește și care

transcende legile fizice.” (cf. Michio Kaku). Momentul Big Bangului mai este cunoscut și sub

numele de singularitate cosmică („cosmic singularity”), adică locul unde ecuațiile își pierd

sensul.

Cinci teorii ale stringurilor

Nici "teoria stringurilor" („corzilor”) nu a avut o soartă mai bună: din ce în ce mai mulți

cercetători lucrau la ea, dar se întâmpla un lucru curios. Fizicienii au găsit o a doua versiune la

teoria inițială, apoi a treia și în curând aveau să vorbească chiar despre cinci teorii diferite ale

"stringurilor". A devenit limpede că nu acestea erau mult-căutata "teorie a tuturor lucrurilor", și

că nu aveau să dea nici o soluție problemelor nerezolvate. Chiar când comunitatea oamenilor de

știință se pregătea să dea uitării teoria stringurilor cu tot cu cele cinci versiuni ale ei, a apărut o

altă idee: super-gravitația („super gravity”), noțiune impusă discuțiilor de către Michael Duff,

profesor la Universitatea din Michigan, Ohio, SUA.

Supergravitația

Supergravitația se asemăna foarte mult cu teoria stringurilor: „În mod normal credem că trăim

într-o lume tridimensională. Ne putem mișca în trei direcții: la dreapta sau la stânga, sus sau jos,

înainte sau înapoi, dar fizicienilor le place să adauge alte dimensiuni. Einstein a propus ca timpul

să fie a patra dimensiune. Apoi altcineva a propus a cincia și apoi a șasea. Și numărul a continuat

să crească. Dimensiunile adiționale sunt spații în univers pe care nu le putem percepe (direct).

Majoritatea sunt microscopice, dar cercetătorii erau convinși că acestea există.” (cf. Michael

Duff). Conform teoriei stringurilor există 10 dimensiuni: 9 dimensiuni spațiale și una temporală.

Teoria supergravitației însă enumera 11 dimensiuni. Puțini erau cei care credeau în ele și le

promovau, fiind desconsiderați de comunitatea cercetătorilor care reconsiderau universul pornind

de la cadrul oferit de teoria stringurilor: doar coarde care vibrează.

Teoria M

Supergravitația a avut însă ocazia să-și ia revanșa când fizicienii au încercat să salveze teoria

stringurilor: ei au adăugat a 11-a dimensiune la cele 10, iar rezultatul a fost unul surprinzător.

Cele cinci versiuni ale teoriei, aflate în competiție unele cu celelalte, s-au dovedit a fi variante ale

aceleiași teorii fundamentale care începea din nou să aibă sens. Odată cu adăugarea celei de-a

11-a dimensiuni, teoria s-a transformat astfel: stringurile, despre care se presupunea că stau la

baza materiei din univers, s-au extins și s-au combinat. Concluzia extraordinară a fost aceea că

toată materia din univers era conectată la o singură structură imensă, numită membrană. Această

nouă teorie a primit numele "Teoria M", de la cuvântul "membrană", și a impulsionat din nou

căutarea explicației pentru toate lucrurile din univers. Ce se știe însă despre a 11-a dimensiune?

S-a descoperit repede că ea se lungește la infinit, dar este foarte mică în lățime, mai precis ea

măsoară un milimetru împărțit la un 1 urmat de 20 de zerouri, după cum spune Burt Ovrut.

Universul nostru membrană plutește în acest spațiu misterios. Dar curând după emiterea teoriei

M a apărut iarăși o nouă idee, aceea că la capătul opus al dimensiunii 11 se află un alt "univers-

membrană", care pulsează.

Gravitația

Cea care a deschis calea către această idee nouă a fost Lisa Randall de la Universitatea Harvard

din Cambridge, Massachusetts, SUA, plecând de la gravitație: „Forța gravitațională este foarte

slabă în comparație cu celelalte forțe. Dacă te uiți în jur, spui că gravitația nu pare atât de slabă,

dar dacă stai să te gândești întregul Pământ trage de tine și totuși poți să ridici lucruri de pe sol.”

Lisa Randall explică această ciudățenie prin prezența dimensiunilor adiționale: gravitația este la

fel de puternică ca și celelalte forțe (de exemplu: deși gravitația acționează asupra unui simplu

ac, ajunge să acționăm și noi asupra acului cu un magnet mic (de acela care se lipește pe frigider

pentru a fixa bilețele); atunci forța magnetică va învinge forța gravitațională), doar că ea se

scurge în aceste dimensiuni pe care nu le putem observa. Ecuația însă nu funcționează din

această perspectivă. La auzul ideii că s-ar putea să existe altă membrană în dimensiunea 11,

Randall a schimbat perspectiva asupra problemei gravitației și a găsit o altă soluție: gravitația nu

se scurgea din universul nostru spre alte dimensiuni, ci invers, din alte dimensiuni în universul

nostru. Și astfel s-a ajuns la o noțiune mult timp ocolită de comunitatea științifică: universurile

paralele.

Universurile paralele

Într-o clipă cercetătorii au fost cuprinși de frenezia "universurilor paralele" existente în a 11-a

dimensiune, care păreau să rezolve probleme vechi de secole. Iată cum arată aceste universuri

paralele: fizicienii spun că ele variază în forme (de la binecunoscuta doughnut - gogoașa cu

gaură la mijloc, până la „coli de hârtie”), dimensiuni și caracteristici: „Într-un alt univers

protonul poate să fie instabil, caz în care atomii se pot dizolva, iar ADN-ul nu se poate forma și

astfel în aceste universuri nu poate exista viață inteligentă. Poate că există o lume de electroni și

electricitate, poate un univers de fulgere și neutrini, dar fără materie stabilă.” (cf. Michio Kaku).

Dar dacă doar într-o fracțiune din aceste universuri se dezvoltă viața, vom avea un număr infinit

de universuri paralele în care trăiesc civilizații.

Big Bang

Cercetătorii au ajuns iarăși la încercarea de a explica singularitatea ce a precedat Big Bangul, de

data aceasta cu ajutorul teoriei M. În anul 2001 aceasta a suferit o transformare din partea lui

Burt Ovrut. Deși până atunci se credea că a 11-a dimensiune este un loc pașnic în care

universurile-membrană plutesc liniștit, Burt Ovrut spune că de fapt „Universurile se mișcă prin

dimensiunea 11 ca niște valuri imense puternice.” El mai spune că nu este atât de mult loc pentru

toate universurile, așa că dacă ele se mișcă, atunci există posibilitatea ca ele să se lovească unele

de celelalte. De fapt, ele ori se depărtează unul de celălalt, ori se lovesc. Următoarea întrebare

logică este ce se întâmplă când universurile paralele se ciocnesc? Răspunsul este dat de

astronomul Neil Turok: consecința întâlnirii a două universuri paralele este un Big Bang.

Universul nostru are însă în unele locuri concentrări de materie: stele, galaxii, quasari și alte

aglomerări. Acestea se explică tot prin universurile paralele. Neil Turok afirmă că acestea se

mișcă precum valurile și, tot ca valurile, suprafața lor nu este plană, ci se unduiește. Astfel, când

universurile paralele se lovesc, ele nu se lovesc uniform pe toată suprafața și concomitent, ci în

puncte diferite și la momente diferite în timp. Așa se explică nașterea universului în forma pe

care o cunoaștem noi, cu ajutorul teoriei M.

Universuri multiple

Cea mai recentă noțiune introdusă de cercetători este cea a universului multiplu - în engleză:

„multiverse” ("multivers"). Acesta „ar putea conține un număr infinit de universuri, fiecare cu

legi diferite ale fizicii. Probabil că în fiecare moment au loc Big Banguri. Universul nostru

coexistă cu alte membrane, alte universuri care sunt de asemenea în expansiune. S-ar putea ca

universul nostru să nu fie decât un balon plutind într-un ocean de alte baloane.” (cf. Michio

Kaku).

Fizicienii mai fac încă un pas înainte și își propun să creeze un univers nou în laborator. Alan

Guth presupune că momentul în care vom crea universuri în pivnița casei nu este chiar atât de

departe și de neconceput, iar procesul nu ar pune în pericol propriul univers în care trăim.

Modelul Standard

Modelul Standard al particulelor elementare este o teorie a trei dintre cele patru forțe

fundamentale (și anume: interacțiunea electromagnetică, interacțiunea nucleră slabă și

interacțiunea nucleră tare) precum și a particulelor elementare care iau parte la aceste

interacțiuni. Aceste particule organizează toată materia din univers.

Modelul Standard nu este o teorie completă a interacțiunilor fundamentale, deorece ea nu include

a patra forță fundamentală, gravitația, și de asemenea pentru că este incompatibilă cu recentele

observații ale oscilației neutrinilor.

Interacțiunile dintre toate particulele descrise in Modelul Standard sunt rezumate în tabelul de

mai jos (gravitonul încă nu a fost dovedit experimental):

Cele 4 forțe fundamentale; dedesubt paticulele ce le mediază

Interacțiunea

Electromagnetică

Interacțiunea Nucleră

Slabă

Interacțiunea Nucleră

Tare Gravitația

foton

(un boson etalon (Gauge

Boson))

γ alți bosoni etalon

(Gauge Boson)

W+,W

-

,Z0

gluon

(alt boson etalon

(Gauge Boson))

g graviton

(?)

Neutrino

Neutrinoul sau neutrinul este o particulă elementară neutră cu spinul 1/2, extrem de ușoară,

totuși cu masa mai mare ca 0, ce participă doar în procesele intermediate de interacțiunile slabe

și gravitaționale. Neutrinoul este un lepton. Simbolul său este litera greacă ν (n sau niu).

Proprietăți

Sunt cunoscute trei tipuri de neutrino:

cel electronic, νe

cel miuonic, numit și neutrinoul miu (μ), νμ

cel tauonic, numit și neutrinoul tau (τ), ντ.

Fiecare neutrino, la interacțiunea cu alte particule, se poate transforma numai în leptonul asociat.

Neutrino sunt la fel de răspândiți în Univers ca și fotonii și sunt creați în: dezintegrarea beta,

captura electronilor și cea a miuonilor, la dezintegrarea particulelor elementare. Totuși,

propietatea specifică a neutrinoului este interacțiunea sa deosebit de slabă cu materia: este cea

mai slabă interacțiune din toate interacțiunile cunoscute ale fizicii nucleare. De aceea, deși este

foarte răspândit, detectarea neutrinoului este extrem de dificilă, el putând să străbată prin toate

corpurile „normale” (cum ar fi o macromoleculă, un obiect metalic, corpul omenesc, soarele,

norii cosmici intergalactici), dar fără a interacționa cu acestea și fără a întâmpina vreo piedică.

Propietatea aceasta a făcut ca în ultimii ani particolele neutrino să câștige enorm în importanță

pentru astronomie și astrofizică, devenind posibilă detectarea exactă a sursei lor cosmice (de

exemplu miezul soarelui, regiunea din spatele unor nori cosmici opaci pentru lumină și altele) cu

ajutorul unor aparaturi mari, complexe și speciale, care pot fi considerate a fi telescoape.

Interacțiunea slabă

Interacțiune slabă (adesea numită și interacțiunea nucleară slabă, forța slabă, forța nucleară

slabă) este una dintre cele patru interacțiuni fundamentale, vezi articolul despre Fizica

particulelor elementare. În Modelul Standard este cauzată de schimbul de bosoni W și Z, care

reprezintă cuantele câmpului forței slabe. Efectul cel mai cunoscut este dezintegrarea beta

(emisiile de electroni sau pozitroni de către neutroni în cadrul nucleelor atomice), precum și

majoritatea proceselor de radioactivitate. Forța este numită „slabă” din cauză că intensitatea

câmpului este de 1013

ori mai slabă decât a forței tari. Interacțiunea slabă are o rază de acțiune

foarte scurtă, aproximativ egală cu diametrul nucleului atomic. Aceasta are un efect atât asupra

quarcilor, cât și asupra neutrino și a leptonilor.

Proprietăți

Interacțiune slabă are efect asupra leptonilor și a quarcilor chirali. Este singura forță care

afectează neutrinii (cu excepția gravitației, care este neglijabila in conditii de laborator).

Interacțiune slabă este unica într-o serie de aspecte:

Acesta este singura interacțiune care poate schimba aromă (fizica particulelor). Singura interacțiune care încalcă paritatea de simetrie P, (pentru că actioneaza aproape exclusiv

asupra particulelor de o anumita chiralitate). De asemenea, este singura care incalca simetria CP.

Aceasta este mediată de bosoni masivi. Această caracteristică neobișnuită este explicată de Modelul Standard prin mecanismul Higgs.

Având în vedere masa mare a cuantelor campului interacțiunii slabe (aproximativ 90 GeV/c2),

viața lor medie este de aproximativ 3*10−25

secunde.

Deoarece interacțiunea slabă este în același timp slabă și are și o rază de acțiune foarte scurtă,

efectul ei cel mai vizibil se datorează proprietății sale unice: schimbarea aromei. Fie un neutron

(un quarc up și doi quarc down). Cu toate că neutronul este mai greu decat protonul (doi quarc

up și un quarc down), acesta nu poate fi dezintegrat într-un proton fără să schimbe aroma unuia

dintre quarci. Nici interacțiunea tare, nici electromagnetismul nu permit schimbarea aromei, deci

acest proces este cauzat de interacțiunea slabă. În acest proces un quarc down se transformă într-

un quarc up emițând un boson W, care apoi se dezintegrează într-un electron de energie înaltă și

un antineutrino. Deoarece electronii de energie inaltă sunt numiți radiații beta, acest proces se

numește dezintegrare beta. Transmutația neutronului în proton este esențială și stă la baza

procesului de fuziune nucleară în stele, în care din atomii de hidrogen se creează deuteriu.

Datorita magnitudinii interacțiunii slabe, dezintegrările acesteia sunt mult mai lente decât a forței

tari sau electromagnetice. De exemplu, un pion electromagnetic neutru are o viață de

aproximativ 10−16

secunde; un pion al forței slabe are un timp de viață de aproximativ 10−8

secunde, de o sută de milioane de ori mai lung. Un neutron liber are o viață de aproximativ 15

minute, ceea ce îl face particula subatomică instabilă cu cea mai lungă viață.

Izospinul slab este pentru interacțiunea slabă ceea ce sarcina de culoare este pentru interacțiunea

puternică, și ceea ce masa este pentru gravitație. Izospinul slab este un număr cuantic; particulele

care nu sunt implicate în interacțiunile slabe au o valoare a izospinului egală cu 0. Alte particule

elementare au valori ale izospinului slab egale cu fie -1/2, fie 1/2. Ca și în cazul sarcinii electrice,

aceste două valori sunt egale cu excepția semnului. Izospinul slab se conservă: suma valorilor

izospinului slab ale particulelor la sfârșitul unei reacții este egală cu suma valorilor izospinului la

începutul reacției.

Tipuri de interactiuni

Violarea simetriei

Teoria electroslabă

Modelul Standard descrie interacțiunea electromagnetică și interacțiunea slabă ca două aspecte

diferite ale unei interacțiune electroslabă unice, o teorie care a fost dezvoltata în jurul anului

1968 de catre Sheldon Glashow, Abdus Salam și Steven Weinberg.

Conform teoriei electroslabe, la energii foarte mari, universul are patru campuri de bosoni fara

masa, similari fotonilor, și un dublet scalar complex al câmpului Higgs. Acesti bosoni sunt

asociati unui grup de simetrie SU(2)*U(1). Insa, la energii scazute, unul dintre campurile Higgs

primeste un condensat (fizica particulelor) și grupul de simetria este spontan distrus la simetria

U(1) a electromagnetismului. Aceasta rupere ar produce trei bosoni Goldstone lipsiti de masa,

dar acestia se integreaza in trei campuri fotonice prin intermediul mecanismul Higgs, dobandind

masă. Aceste trei câmpuri devin bosonii W +, W- și Z a interacțiunii slabe, în timp ce al patrulea

câmp, care rămâne fara masa, reprezinta fotonii electromagnetismului.

Cu toate că această teorie a făcut multe previziuni, inclusiv acea a maselor bosonilor Z și W

înainte de descoperirea lor, bosonul Higgs nu a fost încă niciodată observat. Producerea

bosonilor Higgs este un obiectiv major al acceleratorului de particole Large Hadron Collider al

oganizației CERN din Geneva.

Fizica particulelor elementare

Particule erup din punctul de coliziune a doi ioni de aur relativiști (100 GeV per nucleu) în

STAR detectorul de la Relativistic Heavy Ion Collider. Particule încărcate electric se pot observa

prin curbele pe care le trasează în câmpul magnetic al detectorului.

Fizica particulelor elementare și a interacțiunilor nucleare are ca obiectiv descrierea în

amănunt a forțelor și interacțiunilor care guvernează universul.

Fermioni

Fermionii reprezintă o clasă de particule elementare având spinul semiîntreg (1/2;3/2;5/2; etc),

spre deosebire de bosoni, care au spinul întreg. Denumirea de fermion a fost dată după numele

fizicianului italian Enrico Fermi. Fermionii se supun principiului de excluziune al lui Pauli: într-

o stare cuantică dată nu pot exista doi fermioni. Cea mai cunoscută particulă elementară ce se

încadrează în clasa fermionilor este electronul, care are spinul 1/2. Popularea nivelelor energetice

cu fermioni într-un sistem cuantic, la o temperatură dată, este descrisă și determinată de statistica

Fermi-Dirac.

Substanța, în oricare stare a sa, este constituită din atomi. La rândul lor atomii sunt constituiți din

electroni ce orbitează în jurul nucleelor. La nivelul de cunoștințe actual electronii sunt

indivizibili (există totuși și unele teorii care susțin că electronii ar avea o structură - ar fi la rândul

lor constituiți din alte particule, dar aceste teorii nu sunt demonstrate experimental). Nucleele

atomilor sunt constituite din protoni și neutroni, aceștia la rândul lor fiind constituiți din

quarkuri. Toate aceste particule elementare interacționează între ele, interacțiunile acestora fiind

numite și forțe fundamentale.

Interacțiuni

La momentul actual se cunosc patru forțe sau interacțiuni fundamentale:

Interacțiunea gravitațională - guvernează mișcarea planetelor, a sistemelor solare, a

întregii materii.

Interacțiunea Electromagnetică - este forța care guvernează mișcarea electronilor pe

orbite, în jurul nucleelor.

Interacțiunea Nucleară Slabă - este forța care ține legați protonii și neutronii, formând

nucleele atomilor.

Interacțiunea Nucleară Tare - este forța care ține legate quarkurile în protoni și în

neutroni.

Toate aceste interacțiuni sunt mijlocite de particule de schimb.

Bosonii, particulele ce intermediază interacțiunile

În fizica cuantică acțiunea acestor forțe se transmite la distanță prin intermediul particulelor de

schimb: interacțiunea dintre doi fermioni este mijlocită prin (este mediată de, ia naștere prin, se

bazează pe, decurge din) un schimb de particule de schimb (bosoni).

Există două analogii în domeniul macrocosmic care ilustrează această mijlocire a interacțiunilor

nucleare prin particole de schimb:

Pentru forțele de respingere: Doi copii (fermioni) care stau față în față pe câte o plută pe

un lac și îșî aruncă unul altuia câte o minge (boson). După ce o prind, fiecare din ei are

iarăși în mână câte o minge, dar plutele s-au pus acum în mișcare și se îndepărtează una

de alta - se „resping”. [1]

Pentru forțele de atracție: Doi copii (fermioni) care stau spate în spate pe câte o plută pe

un lac și îșî aruncă unul altuia, de fapt în direcția opusă, câte un bumerang (boson). După

ce fiecare bumerang se reîntoarce și e prins de celălalt copil, fiecare din ei are iarăși în

mână câte un bumerang, dar plutele s-au pus acum în mișcare și se apropie una de alta -

se „atrag”. [2]

Interacțiunea tare

Interacțiunea tare, numită și Forța nucleară tare, este una din cele 4 interacțiuni fundamentale

naturale cunoscute în prezent, celelalte trei fiind:

Interacțiunea electromagnetică

Interacțiunea slabă sau Forța nucleară slabă

Gravitația.

Forța nucleară tare este și cea mai puternică din aceste interacțiuni, fiind de 100 de ori mai

puternică decât forța electromagnetică, de 106 ori mai puternică decât forța slabă și de 10

39 ori

mai mare ca forța gravitațională.

Forța nucleară tare face ca protonii și neutronii să rămână integri și stabili. Are o distanță de

acțiune foarte scurtă, de circa 10-16

metri. În acest context, ea este o forță nucleară.

În fizica nucleară forța nucleară tare ține quarcii și gluonii împreună pentru a forma hadroni,

adică barionii, care includ protonii și neutronii, precum și mezonii, adica kaonii, mezon rho,

pionii, etc.

Se consideră că interacțiunea tare este mediata de gluoni care acționează asupra quarcilor, anti-

quarcilor și împotriva gluonilor înșiși. Acest proces este detaliat in teoria cuantică

cromodinamica(QCD).

Istorie

Inaintea anilor 1970, protonii si neutronii erau considerati particule elementare indivizibile. Era

cunoscut ca protonii purtau o sarcina electrica postiva. In ciuda faptului k respingerea

electromagnetica realiza respingerea particulelor incarcate cu acelasi fel de sarcina electrica, mai

multi protoni apareau legati impreuna in nucleele atomica impreuna cu neutroni cu sarcina zero,

nu se stia mecanzmul acestor legaturi.

Mult mai tarziu s-a descoperit ca protonii si neutronii nu erau particule fundamentale, ci erau

constituite din alte particule, denumite cuarci. Atractia puternica intre nucleoni erau efectul

secundar al unei forte care tineau impreuna cuarcii din protoni si neutroni. Teoria cuantica a

cromodinamicii explica cum ca cuarcii poarta o caracteristica numita culoare, desi nu are nici o

legatura cu spectrul vizibil. Cuarcii de culori diferit se atrag intre ei in urma interactiei tari, care

este mediata particulelor numite gluoni.

Cromodinamica cuantică

În teoria cromodinamicii cuantice, interacțiunea puternică este descrisă, la fel ca forța

electromagnetică și interacțiunea slabă, prin intermediul schimbului de bosoni. Cuanta câmpului

interacțiunii tari este gluonul, existând opt tipuri de gluoni. Gluonii transmit sarcină de culoare

(care pot fi de trei tipuri: "verde", "albastră" și "roșie") între quarcuri. Antiquarcurii au sarcinile

de culoare specifice: "antiverde", "antiroșie" și "antialbastră". Suma sarcinilor de culoare dintr-

un hadron trebuie să fie egală cu zero, adică toate culorile trebuie să se compenseze pentru a

forma un hadron de culoare "albă". Barionii sunt formați din 3 quarcuri, care trebuie să aibă

culori diferite. Un gluon poate interacționa cu alți gluoni și poate schimba sarcinile de culoare

între ei. Forța tare acționează doar asupra quarcurilor și asupra gluonilor, singurele particule

fundamentale care poartă o sarcină de culoare permanentă. Toate quarcurile și gluonii

interacționează prin intermediul forței tari, aceasta fiind caracterizată de o constantă de cuplare

puternică.

Gluonii, cuantele câmpului interacțiunii puternice, pot fi la rândul lor de o "culoare" și de o "anti-

culoare" corespunzătoare (exemplu: antiroșu-albastru). Există nouă posibilități de combinare

între cei 8 gluoni din motive matematice legate de grupul de simetrie "SU(3)", care reprezintă

fundamentul matematic al cromodinamicii cuantice (combinația verde-antiverde este neutră din

punct de vedere al sarcinii de culoare). Interacțiunea unui gluon cu un quarc poate schimba

culoarea quarcului: un gluon albastru-antiroșu absorbit de un quarc roșu îl va transforma pe

acesta într-un quarc albastru. O consecință a acestui mecanism este că sarcina de culoare a unui

quarc se va schimba prin intermediul schimbului continuu de gluoni cu vecinii săi, dar sarcina

totala a unui sistem izolat de particule se conservă în timp.

O caracteristică importantă a forței tari este că acționează de asemenea asupra cuantelor

câmpului său, gluonii, din cauza sarcinii lor de culoare. De exemplu, un gluon verde-antiroșu

poate absorbi un gluon albastru-antiverde pentru a deveni antiroșu-albastru. Acest fenomen este

marginal în cazul altor tipuri de interacțiuni fundamentale: fotonul, de exemplu, nu este încărcat

electric (de fapt, interacțiunea slabă are o caracteristică similară in privinta sarcinilor W + și W-,

dar consecințele acestei interacțiuni sunt neglijabile). In cazul forței tari, această caracteristică

rezultă într-un câmp foarte limitat pentru această forță, de ordinul diametrului unui hadron (~ 1

fm). O altă consecință este că forța de interacțiune între doi quarci este aproape constantă, spre

deosebire de alte interacțiuni în care forța este proporțională cu inversul pătratului distanței. Dacă

am încerca să desparțim doi quarci, ar trebui să aplicam o energie tot mai mare pe masura ce

distanța distanța dintre aceștia crește. La un moment dat, am furniza suficientă energie pentru a

crea noi quarci și antiquarci, care s-ar alătura quarcilor inițiali pentru a crea noi hadroni.

Forța tare are o proprietate numită libertate asimptotică, ceea ce înseamnă că, cu cât quarcii se

apropie mai mult unii de alții, cu atât forța nucleara tare se micșoreaza mai repede, apropiindu-se

asimptotic de valoarea zero. În schimb, cu cât quarcii se îndepartează unii de alții, forța crește în

magnitudine. Quarcii nu pot fi găsiți în stare liberă în Univers din cauza fenomenului de

confinare.

Nucleul atomic

Forța nucleară tare explică de ce nucleul atomic, alcătuit din protoni încărcați cu o sarcină

pozitivă și neutronii neutri din punct de vedere electric, este destul de stabil. Spre deosebire de

forța tare, forța nucleara descrește odată cu mărirea distanței dintre particule. În cadrul nucleului,

forța nucleară are un caracter rezidual.

Nucleonii au mereu sarcina de culoare egală cu zero. Cu toate acestea, există o interacțiune

reziduală între aceștia (însă aceasta este departe de a fi comparabila cu forțele van der Waals,

care pot fi considerate ca interacțiuni electromagnetice între atomii neutri din punct de vedere

electric și/sau molecule).

La o distanță de aproximativ 2,5 fm, forța de atracție a interacțiunii puternice reziduale este

comparabil de puternică cu repulsia electrostatică dintre protoni. La o distanță mai mare, forța

puternică reziduală descrește exponențial, în timp ce forța electrostatică scade proporțional cu

1/r2. Această interacțiune dintre cele două forțe fundamentale explică coeziunea nucleelor

atomice, dar și procesul de fisiune al nucleelor grele. Fenomenologic, interacțiunea puternică

reziduală poate fi descrisă ca un schimb de pioni.

Un lucru care ajută la micșorarea repulsiei dintre protonii unui nucleu este prezența neutronilor.

Aceștia sunt neutri din punct de vedere electric și nu sunt respinși de către protoni. Neutronii

participă la schimbul de mezoni în cadrul nucleului, creând o forță suficient de puternică pentru a

depăși repulsiile electronice reciproce și nucleul să rămână stabil. Astfel, neutronii liberi

penetreaza ușor prin bariera electrostatică a nucleului, învingând repulsia prin schimbul de

mezoni, intrând astfel în componența nucleului.

.

Electromagnetism

Electromagnetismul este acea ramură a fizicii care studiază sarcinile magnetice și electrice,

câmpurile create de acestea (electric și magnetic), legile care descriu interacțiunile dintre acestea.

Ramurile principale ale electronagnetismului sunt:

Electrostatica, care se ocupă cu studiul sarcinilor electrice aflate în repaus și al

câmpurilor generate de acestea.

Electrodinamica, care se ocupă cu studiul sarcinilor aflate în mișcare, precum și al

câmpurilor generate de acestea.

Magnetismul, care se ocupă cu studiul câmpului magnetic.

Istoric

Deși grecii antici cunoșteau proprietățile electrostatice ale chihlimbarului, iar chinezii puteau

face magneți bruți din pietre magnetice (cca 2700 î.Hr.), până la sfârșitul secolului al XVIII-lea

nu s-au realizat experimente asupra fenomenelor electrice și magnetice documentate. În 1785

fizicianul francez Charles-Augustin de Coulomb a fost primul care a confirmat pe cale

experimentală faptul că sarcinile electrice se atrag sau se resping pe baza unei legi similare cu

cea a gravitației. Matematicienii Simeon Denis Poisson și Carl Friedrich Gauss au dezvoltat o

teorie cu privire la distribuirea arbitrară a sarcinilor electrice.

O particulă încărcată cu o sarcină pozitivă atrage o particulă încărcată negativ, tinzând să

accelereze spre aceasta. Daca aceasta întâmpină rezistență din partea mediului prin care trece,

viteza sa se micșorează iar mediul suferă o încălzire. Posibilitatea de a menține un flux electric

ce ar continua să conducă particulele încărcate cu sarcini a fost observată de fizicianul italian

Alessandro Volta în 1800. Clasica teorie a unui circuit simplu presupune ca cele două borne ale

unei baterii să fie încărcate cu sarcini diferite, ca o consecință a proprietăților interne ale acesteia.

Când cele două borne sunt conectate printr-un conductor, particulele încărcate negativ vor fi

"împinse" spre borna pozitivă iar acest proces va încălzi firul, acesta opunând rezistență mișcării.

Când particulele ajung la borna pozitivă, bateria le va forța în interior spre borna negativă,

învingând forțele de rezistență formulate în legea lui Coulomb. Fizicianul german Georg Simon

Ohm a descoperit existența unei constante a conductorului, ca proporție între intensitatea și

rezistența acestuia. Legea lui Ohm nu este universal valabilă în fizică, ci mai degrabă descrie

caracteristicile unel clase limitate de materiale solide.

Primele concepte asupra magnetismlui bazate pe existența a doi poli magnetici au apărut în

secolul XVII și în mare parte datorită experimentelor lui Coulomb.

Prima legatură între magnetism și electricitate a fost făcuta prin intermediul experimentelor

fizicianului danez Hans Christian Oersted, care în 1819 a descoperit că un ac magnetic poate fi

deviat cu ajutorul unui conductor sub tensiune electrică. La o săptâmană de la aflarea acestei

descoperiri, cercetatorul francez Andre Marie Ampere va demonstra că doi conductori purtători

de curent electric se vor comporta ca și cei doi poli ai unui magnet.

În 1831 fizicianul și chimistul englez Michael Faraday a descoperit că un curent electric poate fi

indus într-un fir și fără conectarea acestuia la o baterie, fie prin mișcarea unui magnet, fie prin

plasarea altui conductor cu un curent variabil în vecinătatea conductorului în care se dorește

generat curentul. Legătura dintre electricitate și magnetism poate fi cel mai bine redată în

termeni asociați câmpului magnetic sau forței ce va acționa într-un anume punct asupra unei

sarcini electrice.

Sarcinile electrice staționare produc câmpuri elctrice; curenții – sarcini electrice mobile – produc

câmpuri magnetice. Aceste descoperiri au fost redate într-o formă precisă de către fizicianul

englez James Clerk Maxwell care în descompunerea ecuațiilor diferentiale care îi poartă numele

a găsit relația dintre locul și perioada schimbării câmpurilor electrice și magnetice într-un anumit

punct și respectiv sarcina și densitatea curentului în acel punct. În principiu, aceste ecuații permit

determinarea intensității câmpului oriunde și în orice moment printr-o cunoaștere a sarcinilor

electrice și a curenților.

Un rezultat neașteptat obținut prin descoperirea acestor ecuații a fost intuirea unui nou tip de

câmp magnetic, care se propagă cu viteza luminii sub forma undelor electromagnetice. În 1887

fizicianul german Heinrich Rudolf Hertz a reușit să genereze asemenea unde, punând astfel

bazele transmisiilor de radio, radar, televiziune și altor forme de telecomunicații.

Proprietățile câmpurilor magnetice și electrice ale acestor unde sunt similare cu cele ale unei

sfori lungi, întinse, al carei capăt este mișcat foarte repede în sus și în jos.

În orice punct ales, sfoara va fi observată ca oscilând cu aceeași frecvență și respectiv cu aceeași

perioadă ca și sursa. Punctele alese de-a lungul sforii la diferite distanțe de sursă vor ajunge în

punctul maxim pe axa verticală într-un sistem cartezian la momente diferite în timp.

Viteza cu care se propagă mișcarea verticală de-a lungul sforii din analogia precedentă se

numește viteza undei electromagnetice în cazul acesteia, ea fiind o funcție de spațiu, masă și

tensiune electrică. Un instantaneu asupra sforii (dupa ce a fost în mișcare) va arăta puncte având

aceeași dispunere și mișcare, separate de o distanță numită lungimea de unda. Aceasta este egală

cu viteza undei raportată la frecvență.

Mărimi și unități

Unități SI în electromagnetism

Simbol

mărime Mărimea electrică

Unitatea de

măsură (UM)

Simbol

UM

Transformare în

UM fundamentale

I Intensitatea curentului electric amper A A = W/V = C/s

q Cantitate de electricitate coulomb C A·s

U Diferență de potențial; Forță

electromotoare volt V J/C = kg·m

2·s

−3·A

−1

R, Z, X Rezistență, Impedanță,

Reactanță ohm Ω V/A = kg·m

2·s

−3·A

−2

ρ Rezistivitate ohm metru Ω·m kg·m3·s

−3·A

−2

P Putere electrică watt W V·A = kg·m2·s

−3

C Capacitate electrică farad F C/V = kg−1

·m−2

·A2·s

4

Elastanță 1 / farad F−1

V/C = kg·m2·A

−2·s

−4

ε Permitivitate farad pe metru F/m kg−1

·m−3

·A2·s

4

χe Susceptibilitate electrică (adimensional) - -

G, Y, B Conductanță, Admitanță,

Susceptanță siemens S Ω

−1 = kg

−1·m

−2·s

3·A

2

σ Conductivitate siemens pe metru S/m kg−1

·m−3

·s3·A

2

H Câmp magnetic, Intensitatea

câmpului magnetic

amper pe metru A/m A·m−1

Φm Flux magnetic weber Wb V·s = kg·m2·s

−2·A

−1

B

Densitatea fluxului magnetic,

Inducție magnetică, Forța

câmpului magnetic

tesla T Wb/m2 = kg·s

−2·A

−1

Reluctanță amper pe weber A/Wb kg−1

·m−2

·s2·A

2

L Inductanță henry H Wb/A = V·s/A =

kg·m2·s

−2·A

−2

μ Permeabilitate henry pe metru H/m kg·m·s−2

·A−2

χm Susceptibilitate magnetică (adimensional) - -

Bosonul Higgs-întrebări frecvente

1. Când a apărut modelul bosonului Higgs?

La începutul anilor ’60, fizica particulelor a făcut un progres imens printr-o aprofundare a cunoştinţelor despre natura Universului, realizând unificarea teoretică a forţei electromagnetice şi a forţei slabe. În ciuda faptului că este un model extrem de exact în unele cazuri, formularea modelului de unificare a

întâmpinat la început serioase probleme experimentale şi matematice. Formularea iniţială presupunea că toate particulele sunt lipsite de masă, lucru care generează ulterior alte probleme. Era nevoie de un mijloc nou de a introduce masa particulelor în model. Prof. Peter W. Higgs a propus în 1966 o soluţie care dezvoltată ulterior, sugerează că în primele momente ale universului, toate particulele erau lipsite de masă.

2. De ce este acest model atât de important/interesant?

La scurt timp după naşterea Universului prin Big-Bang, datorită expansiunii, temepratura a scăzut sub o anumită valoare critică, moment în care un nou tip de câmp şi-a făcut apariţia în întregul Univers. Comparaţi acest câmp cu un câmp magnetic din jurul unui magnet: fiecare punct din spaţiu are o proprietate, o forţă magnetică măsurabilă şi o direcţie a forţei. Acest câmp care ar fi apărut la câteva momente după Big-Bang a fost numit câmp Higgs. Unele particule se cupleză cu câmpul Higgs şi proprietatea pe care o dobândesc este masa. Particulele nu sunt considerate sfere solide, ci mai degrabă nişte unde pe suprafaţă unui lac. Deşi undele pe suprafaţa unui lac nu mută apa dintr-o parte în alta a lacului, ele transportă totuşi destulă înformaţie: energie, impuls, amplitudine, lungime de undă, etc. Pentru particule, masa este doar una dintr-un număr mai mare de proprietăţi care se obţin prin interacţiunea cu omniprezentul câmp Higgs. Unele particule interacţionează cu acest câmp (format sub o temperatură critică), altele nu. Faptul că masa este “dată” particulelor printr-un mecanism extern rezolvă problemele care apar în teoria modelului discutat anterior. Poate părea ciudat că acest câmp apare brusc sub o anumită temperatură, însă acest tip de fenomene pot fi întâlnite frecvent în jurul nostru. De exemplu, un feromagnet încălzit până la o anumită temperatură mai ridicată decât temperatura Curie specifică, îşi pierde magnetizarea. Răcindu-l sub această temperatură, feromagnetul va forma din nou un câmp magnetic cu o anumită orientare. Acest fenomen se numeşte „rupere spontană de simetrie”. După cum se ştie, interacţiunea dintre particule este mediată de un anumit tip de particule. În acelaşi fel, câmpul Higgs are mediatorul său, bosonul Higgs.

3. A fost detectat bosonul Higgs?

Ceea ce este fascinant este faptul că teoria descrisă mai sus, împreună cu explica’ia mecanismul Higgs este una de succes. A fost testată în experimente dintre cele mai variate în ultimii 30 de ani şi descrie realitatea cu o precizie foarte bună. Cu toate acestea, până în prezent, nu a fost detectat bosonul Higgs. De aceea, detectarea, şi implicit confirmarea lui, reprezintă unul din cele mai fierbinţi subiecte ale fizicii contemporane. Cum am putea explica altfel succesul teoriei electroslabe?

4. Ce masă are bosonul Higgs?

Una din probleme este că nu putem estima masa bosonului Higgs. Asta înseamnă că suntem obligaţi să scanăm întregul segment de mase în care se speră că se încadrează masa bosonului Higgs. Până în prezent putem afirma cu certitudine că bosonul Higgs este mai greu decât 120 de mase protonice. Cu noul accelerator care se construieşte la CERN (Large Hadron Collider – LHC), ar trebui să fie posibilă acoperirea întregului spectru de mase necesar. Pe de altă parte, dacă osonul Higgs nu va fi găsit, cu siguranţă că la energii atât de înalte vor fi descoperite fenomene interesante.

5. De ce particulele trebuie să aibe masă şi care este mecanismul de atribuire a masei?

Această întrebare este interesantă dintr-un număr mai mare de motive: în primul rând, există particule cu masa zero. Aşa că vrem să înţelegem de ce unele particule au masă şi altele nu. Rolul bosonului Higgs este acela de a atribui masă particulelor elementare. Că anumite partiule au masă, este un lucru observat experimental. Pentru a încerca să se înţeleagă acest mecanism, s-a inventat aşa-numitul „mecanism Higgs”. Acest mecanism intruduce o nouă particulă, bosonul Higgs, unde cuvântul „boson” indică faptul că spinul intrinsec al particulei este număr întreg, în cazul de faţă zero, motiv pentru are bosonul Higgs se mai numeşte şi „scalarul Higgs”. Această particulă interacţionează cu toate particulele care trebuie să aibe masă. Interacţia este de aşa natură încât particulele se comportă ca şi cum ar avea masă. Vă puteţi

imagina câmpul Higgs ca o substanţă care „impregnează” Universul (vom numi acest lucru „câmp”). Când o particulă se mişcă prin acesct câmp, va interacţiona cu el. Această interacţiune va cauza o întârziere în mişcarea particulei, ca şi cum s-ar deplasa printr-un mediu vâscos. Nu este chiar frecare, deoarece prin frecare se pierde energie, iar în cazul mecanimsului Higgs nu se pierde energie, dar se introduce o proprietate numită „inerţie” adică rezistenţă la deplasare. Aşadar, chiar dacă particula nu are iniţial masă, interacţia cu câmpul Higgs o face să se somporte ca şi cum ar avea (aşa se explică, de exemplu, şi problema bosonului W al interacţiei slab descrisă anterior).

6. Cum va fi detectat bosonul Higgs?

Nu putem determina direct prezenţa câmpului Higgs din moment ce este distribuit uniform în Univers. Putem postula că acesta există pentru că particulele au masă. Dar dorim mai mult, dorim o confirmare directă a faptului că acest câmp există. Dorim să putem „vedea” şi „atinge” acest câmp. Acest lucru poate fi realizat concentrând suficientă energie într-un punct din spaţiu, energie care va perturba câmpul Higgs continuu şi va genera unde (aşa cum o piatră aruncată într-un lac va creea unde, perturbând forma plată iniţială). Aceste unde pot fi detectate şi astfel existanţa bosonului Higgs va fi confirmată. Undele sunt asociate cu particula Higgs şi din moment ce aceasta va interacţiona şi ea, la rândul ei, cu câmpul Higgs, va primi masă. Pentru a produce bosoni Higgs, energia care trebuie concentrată trebuie să fie cel puţin egală cu masa bosonului Higgs. Acest număr este destul de mare, motiv pentru care nu am văzut până în prezent un boson Higgs.

Continuând analogia cu lacul, dacă am trăi într-o lume acvatică infinită, nu am realiza că ne înconjoară un mediu apos. Am putea la fel de bine să considerăm ca ne aflăm în vid, singura diferenţă fiind că atunci când încercăm să ne mişcăm vom întâmpina o rezistenţă (pe care o vom numi inerţie). Dacă vom face o mişcare bruscă, cu o energie suficient de mare, vom putea genera unde subacvatice care se vor deplasa şi care vor putea fi detectate de un observator subacvatic, acesta putând înregistra presiunea exercitată de unde. În cazul bosonulu Higgs, noi nu vom simţi nici o presiune, dar vom detecta rezultatul descompunerii bosonului Higgs creat.

7. Cum se manifestă bosonul Higgs într-o coliziune de particule?

Nu va trăi foarte mult şi se va descompune în fotoni (energie) şi alte particle care vor avea energia însumată egală cu energia bosonului Higgs. Se va observa un jet de particule care vor ţâşnesc dintr-un punct, din locul de unde Higgs se va descompune. Modul de descompunere va fi specific, el reprezentând o amprentă a particulei, putând fi astfel recunoscut. Masa bosonului Higgs este de ordinul GeV (gigaelectronvolţi) iar durata de viaţă de aproximativ 10-22 secunde

Relativitatea restransa

Relativitatea restrânsă (Teoria relativității restrânse sau teoria restrânsă a relativității) este teoria fizică a măsurării în sistemele de referință inerțiale propusă în 1905 de către Albert Einstein în articolul său Despre electrodinamica corpurilor în mișcare. Ea generalizează principiul relativității al lui Galilei — care spunea că toate mișcările uniforme sunt relative, și că nu există stare de repaus absolută și bine definită (nu există sistem de referință privilegiat) — de la mecanică la toate legile fizicii, inclusiv electrodinamica.

Pentru a evidenția acest lucru, Einstein nu s-a oprit la a lărgi postulatul relativității, ci a adăugat un al doilea postulat: acela că toți observatorii vor obține aceeași valoare pentru viteza luminii indiferent de starea lor de mișcare uniformă și rectilinie.*1+

Această teorie are o serie de consecințe surprinzătoare și contraintuitive, dar care au fost de atunci verificate pe cale experimentală. Relativitatea restrânsă modifică noțiunile newtoniene de spațiu și timp afirmând că timpul și spațiul sunt percepute diferit în sensul că măsurătorile privind lungimea și intervalele de timp depind de starea de mișcare a observatorului. Rezultă de aici echivalența dintre materie și energie, exprimată în formula de echivalență

a masei și energiei E = mc2, unde c este viteza luminii în vid. Relativitatea restrânsă este o generalizare a mecanicii newtoniene, aceasta din urmă fiind o aproximație a relativității restrânse pentru experimente în care vitezele sunt mici în comparație cu viteza luminii.

Teoria a fost numită "restrânsă" deoarece aplică principiul relativității doar la sisteme inerțiale. Einstein a dezvoltat relativitatea generalizată care aplică principiul general, oricărui sistem de referință, și acea teorie include și efectele gravitației. Relativitatea restrânsă nu ține cont de gravitație, dar tratează accelerația.

Deși teoria relativității restrânse face anumite cantități relative, cum ar fi timpul, pe care ni l-am fi imaginat ca fiind absolut, pe baza experienței de zi cu zi, face absolute unele cantități pe care le-am fi crezut altfel relative. În particular, se spune în teoria relativității că viteza luminii este aceeași pentru toți observatorii, chiar dacă ei sunt în mișcare unul față de celălalt. Relativitatea restrânsă dezvăluie faptul că c nu este doar viteza unui anumit fenomen - propagarea luminii - ci o trăsătură fundamentală a felului în care sunt legate între ele spațiul și timpul. În particular, relativitatea restrânsă afirmă că este imposibil ca un obiect material să fie accelerat până la viteza luminii.

Lipsa unui sistem de referință absolut

Principiul relativității, care afirmă că nu există sistem de referință staționar, datează de pe vremea lui Galileo Galilei, și a fost inclus în fizica newtoniană. Însă, spre sfârșitul secolului al XIX-lea, existența undelor electromagnetice a condus unii fizicieni să sugereze că universul este umplut cu o substanță numită "eter", care ar acționa ca mediu de propagare al acestor unde. Se credea că eterul constituie un sistem de referință absolut față de care se pot măsura vitezele. Cu alte cuvinte, eterul era singurul lucru fix și nemișcat din univers. Se presupunea că eterul are niște proprietăți extraordinare: era destul de elastic pentru a suporta unde electromagetice, iar aceste unde puteau interacționa cu materia, dar același eter nu opunea rezistență corpurilor care treceau prin el. Rezultatele diferitelor experimente, în special experiența Michelson-Morley, au indicat că Pământul este mereu în repaus în raport cu eterul — ceva dificil de explicat, deoarece Pământul era pe orbită în jurul Soarelui. Soluția elegantă dată de Einstein avea să elimine noțiunea de eter și de stare de repaus absolută. Relativitatea restrânsă este formulată de așa natură încât să nu presupună că vreun sistem de referință este special; în schimb, în relativitate, orice sistem de referință în mișcare uniformă va respecta aceleași legi ale fizicii. În particular, viteza luminii în vid este mereu măsurată ca fiind c, chiar și măsurată din sisteme multiple, mișcându-se cu viteze diferite, dar constante.

Consecințe

Einstein a spus că toate consecințele relativității restrânse pot fi derivate din examinarea transformărilor Lorentz.

Aceste transformări, și deci teoria relativității restrânse, a condus la predicții fizice diferite de cele date de mecanica newtoniană atunci când vitezele relative se apropie de viteza luminii. Viteza luminii este atât de mult mai mare decât orice viteză întâlnită de oameni încât unele efecte ale relativității sunt la început contraintuitive:

Dilatarea temporală — timpul scurs între două evenimente nu este invariant de la un observator la altul, dar el depinde de mișcarea relativă a sistemelor de referință ale observatorilor (ca în paradoxul gemenilor care implică plecarea unui frate geamăn cu o navă spațială care se deplasează la viteză aproape de cea a luminii și faptul că la întoarcere constată că fratele său geamăn a îmbătrânit mai mult).

Relativitatea simultaneității — două evenimente ce au loc în două locații diferite, care au loc simultan pentru un observator, ar putea apărea ca având loc la momente diferite pentru un alt observator (lipsa simultaneității absolute).

Contracția Lorentz — dimensiunile (de exemplu lungimea) unui obiect măsurate de un observator pot fi mai mici decât rezultatele acelorași măsurători efectuate de un alt observator (de exemplu, paradoxul scării implică o scară lungă care se deplasează cu viteză apropiată de cea a luminii și ținută într-un garaj mai mic).

Compunerea vitezelor — vitezele nu se adună pur și simplu, de exemplu dacă o rachetă se mișcă la ⅔ din viteza luminii pentru un observator, și din ea pleacă o altă rachetă la ⅔ din viteza luminii relativ la racheta inițială, a doua rachetă nu depășește viteza luminii în raport cu observatorul. (În acest exemplu, observatorul vede racheta a doua ca deplasându-se cu 12/13 din viteza luminii.)

Inerția și impulsul — când viteza unui obiect se apropie de cea a luminii din punctul de vedere al unui observator, masa obiectului pare să crească făcând astfel mai dificilă accelerarea sa în sistemul de referință al observatorului.

Echivalența masei și energiei, E = mc2 — Energia înmagazinată de un obiect în repaus cu masa m este egală cu mc2. Conservarea energiei implică faptul că în orice reacție, o scădere a sumei maselor particulelor trebuie să fie însoțită de o creștere a energiilor cinetice ale particulelor după reacție. Similar, masa unui obiect poate fi mărită prin absorbția de către acesta de energie cinetică.