Di warê Fîzîkê de, Kêşana Erdê, ku ji peyva Latînî 'gravitas' ango 'Giranî' derketiye, carinan wekî gravîtasyon an jî têkiliyek Kêşana Erdê tê binavkirin. Ev têkiliyek Bingehîn e ku bi Hêza kişandina tiştên maddî ber bi hev ve tê nîşandan.
Di Fîzîkê de, Kêşana Erdê (ji Latînî gravitas 'Giranî'), ku wekî gravîtasyon an jî têkiliyek Kêşana Erdê tê zanîn, têkiliyek Bingehîn e. Ev têkilî wekî Hêza ku tiştên maddî ber bi hev ve dikişîne tê pênasekirin.
Di destpêka Gerdûnê de, kişandina Kêşana Erdê ya di navbera ewrên hîdrojenê yên destpêkê û girêkên Hemana Tarî de, bû sedema yekbûna Gazê hîdrojenê. Ev yekbûn di dawiyê de bû sedema Tîrbûn û helîna wê di nav stêrkan de. Li ser Pûlikên mezintir, ev Pêvajo bû sedema çêbûna Galaksiyan û komên Galaksiyan, bi vî awayî Kêşana Erdê wekî faktorek Bingehîn di avakirina binyadên mezin ên Gerdûnê de hate damezrandin. Kêşana Erdê xwedî menzîlek Bêdawî ye, lê bandora wê bi zêdebûna dûrahiya di navbera tiştan de kêm dibe.
Kêşana Erdê bi Teorîya Îzafîyetê ya Giştî tê ravekirin, ku Çarçoveyek e ku di sala 1915an de ji aliyê Albert Einstein ve hatiye pêşkêşkirin. Ev Teorî Kêşana Erdê wekî çemîna Dema Fezayê ya ku ji ber belavbûna ne-yekreng a Girse çêdibe, dihesibîne. Çala Reş nîşana herî Lûtke ya vê çemîna Dema Fezayê ye, ku ti tiştek, tevî Sivikê jî, nikare jê bireve gava ku ew Asoya Bûyerê derbas bike. Lêbelê, ji bo piraniya sepanên pratîkî, Kêşana Erdê bi qanûna Kêşana Erdê ya gerdûnî ya Newton bi têra xwe tê vegotin. Ev qanûn Hêzek kişandinê di navbera her du cismî de destnîşan dike ku rasterast bi berhema Girseya wan re û berevajî bi çargoşeya dûrahiya di navbera wan de têkildar e.
Lêkolîner hewl didin ku Çarçoveyek Teorîk pêş bixin ku Kêşana Erdê di nav prensîbên Mekanîka Kuantumê de rave dike, ku wekî Kêşana Erdê ya Kuantumê tê zanîn. Teorîyek wusa dê Kêşana Erdê bi têkiliyên din ên Bingehîn ên Fîzîkê yên naskirî re di nav Çarçoveyek matematîkî ya yekbûyî de bike yek, ku Gelek caran wekî "Teorîya her tiştî" tê binavkirin.
Li ser Rûxara cismekî gerstêrkî, wekî Dinya, Hêza Kêşana Erdê bandora xwe ber bi navenda cismê ve dike û ji hêla bandorên navendparêz ên ku ji zivirîna cismê derdikevin ve tê guhertin. Di vê Çarçoveyê de, Kêşana Erdê Giranî dide tiştên fîzîkî û ji bo têgihiştina mekanîzmayên pêlên avê yên Rûxarê û pêlên Heyvî JGirîng e, di heman demê de Bi awayekî girîng bandorê li Rewşa Hewayê jî dike. Herwiha, Giranîya Kêşana Erdê gelek fonksiyonên biyolojîkî yên JGirîng pêk tîne, di nav de rêberiya mezinbûna Rwekê bi rêya gravîtropîzmê û rêkxistina gera şilavê Di nav de organîzmayên pirhucreyî.
Taybetmendîkirin
Kêşana Erdê têgehek e ku têkiliyek Bingehîn a fîzîkî û qanûnek fîzîkî destnîşan dike, ku bi giranî ji Girse derdikeve û bandorên berbiçav ên vê têkiliyê li ser Tiştan dihewîne. Ev qanûn diyar dike ku her Tiştek xwedî Girse, her Tiştekî din ê di Gerdûnê de bi Hêzekê dikişîne ku rasterast bi berhema Girseya wan re rêjeyî ye û berevajî bi çargoşeya dûrahiya di navbera wan de rêjeyî ye. Hêza Kêşana Erdê, F, bi karanîna Berdewama Kêşana Erdê, G, wiha tê îfadekirin:
Kêşana Erdê wekî yek ji çar têkiliyên Bingehîn ên di Fîzîkê de tê nasîn. Qanûna Hêza Elektromanyetîk bi qanûna Hêza Kêşana Erdê re dişibe hev, ji ber ku her du jî bi gelemperî girêdanek berevajî-çargoşe li ser dûrahiya di navbera Tiştên têkildar de nîşan didin. Lê belê, rêjeya kişandina Kêşana Erdê di navbera du elektronan û dûrketina wan a elektrîkî Nêzîkî 1 beramberî 4.17×1042 ye. Wekî encam, Kêşana Erdê bi gelemperî di asta parçikên binkatomî de bêqîmet e. Berovajî, Kêşana Erdê wekî têkiliya serdest di navbera Tiştan de di pîvanên stêrnasî de derdikeve holê, ku dînamîkên peyk, gerstêrk, stêrk, galaksî û heta Sivikê jî birêve dibe. Herwiha, Kêşana Erdê di aliyekî din de jî Bingehîn e: Girseya înertial a ku di qanûna duyemîn a Newton de cih digire, bi Girseya Kêşana Erdê re wekhev e. Ev prensîba wekheviyê Hîpotezek zanistî pêk tîne ku bi rastbûnek zêdetirî yek perçek di trîlyonekê de bi ezmûnî hatiye piştrastkirin.
Dîrok
Cîhana Kevnar
Zanyarên Kevnar bi berfirehî li ser cewher û Mekanîka Kêşana Erdê lêkolîn kirin. Li Yewnanistana Kevnar, Arîstoteles pêşniyar kir ku her Elementek klasîk di kozmosê de xwedî cihekî xwezayî ye, ku ber bi wê ve bi xwezayî dihate kişandin. Wî aranjmanek kozmîk teorîze kir ku Dinya di Navika Gerdûnê de ye (bi taybetî, Navika gogî ya Dinyayê), li dû wê qatên navendî yên av, hewa, agir û êterê, ber bi derve ve diçûn. Arîstoteles herwiha bi xeletî encam da ku Leza Tiştekî dikeve dê bi Giranîya wî re têkildar be. Her çend Perspektîfa Arîstoteles li Yewnanistana Kevnar bi berfirehî hate pejirandin jî, rewşenbîrên din, wekî Plutarch, bi rastî pêşbînî kirin ku kişandina Kêşana Erdê ne tenê ji bo Dinyayê ye.
Fîlozofê Kevnar ê Yewnanî Arşîmed, tevî ku kêşana Erdê wekî hêzekê nedifikirî, navenda giranî ya sêgoşeyekê destnîşan kir. Wî hîpotez kir ku heke du giranîyên wekhev navendên giranî yên cûda hebin, navenda giranî ya wan a tevahî dê di nîvê xêza ku navendên wan ên takekesî girêdide de be. Du sedsal şûnda, endezyar û mîmarê Romayî Vitruvius di xebata xwe ya De architectura de îdîa kir ku bandora kêşana Erdê ji "xwezaya" cewherekê tê, ne ji giraniya wê. Di dema sedsala 6an a PZ de, zanyarê Bîzansî yê Îskenderûnî John Philoponus teoriya împetusê destnîşan kir, têgîna Arîstoteles a ku "domandina tevgerê bi çalakiya domdar a hêzekê ve girêdayî ye" bi yekkirina hêzeke sedemî ya ku hêdî hêdî belav dibe, safî kir.
Di sala 628 PZ de, matematîknas û stêrnasê Hindî Brahmagupta têgîna kêşana Erdê wekî hêzeke balkêş pêş xist ku tiştan ber bi Dinyayê ve dikişîne, û ji bo vê bûyerê têgîna gurutvākarṣaṇ çêkir.
Kêşana Erdê li Rojhilata Navîn a Kevnar bû sedema nîqaşên dijwar. Polîmathê Farsî El-Bîrûnî destnîşan kir ku hêza kêşanê ne tenê ya Dinyayê ye, bi duristî encam da ku laşên din ên ezmanî jî dê kêşana Erdê bikin. Berovajî, El-Xazînî nêrîna Arîstoteles parast, û îdîa kir ku hemî madeya di nav Gerdûnê de ber bi navenda Dinyayê ve tê kişandin.
Şoreşa Zanistî
Di dema nîvê sedsala 16an de, zanyarên Ewropî bi ezmûnî pêşgotina Arîstoteles a ku tiştên girantir zûtir dadikevin, red kirin. Bi taybetî, di sala 1551an de, keşîşê Domînîkî yê Spanî Domingo de Soto belge kir ku tiştên di ketina azad de lezdaneke yekreng dibînin. Dîtinên De Soto dibe ku ji ceribandinên berê yên ku ji hêla keşîşên din ên Domînîkî ve li Îtalyayê hatine kirin, hatibin agahdarkirin, di nav de Benedetto Varchi, Francesco Beato, Luca Ghini, û Giovan Bellaso, ku encamên wan doktrînên Arîstoteles ên derbarê laşên dikevin de pirs kirin.
Giambattista Benedetti, fîzîknasekî Îtalî yê nîvê sedsala 16an, xebatên ku îdîa dikirin ku tiştên ji heman materyalê hatine çêkirin lê xwedî giraniyên cûda ne, dê bi heman lezê bikevin, ku ev yek ji ber kêşana Erdê ya taybetî ye, weşand. Dûv re, di ceribandina birca Delft a sala 1586an de, fîzîknasê Flamanî Simon Stevin nîşan da ku du gogên topê yên bi mezinahî û giraniyên cûda, dema ji bircê hatin berdan, bi rêjeyek yekreng dadikevin.
Di dema sedsala 16an a dereng de, pîvandinên hûrgilî yên Galileo Galilei yên gogên ku ji ser rûyên şûjîn dadikevin, bi awayekî teqez nîşan dan ku lezdana kêşana Erdê ji bo hemî tiştan Berdewam dimîne. Galileo teorîze kir ku Berxwedana Atmosferê sedema daketina hêdîtir a tiştên bi Tîrbûna kêm û Rûxara mezin Di nav Atmosferê de ye. Di pirtûka wî ya sala 1638an de, Du Zanistên Nû, Galileo destnîşan kir ku dûrahiya ku laşek dikeve rasterast bi çargoşeya dema derbasbûyî re hevseng e. Rêbaza wî Formek Entegrasyona hejmarî ya grafîkî bû, ji ber ku têgehên cebîr û kalkulusê wê demê nehatibûn pêşxistin. Zanyarên Cizwît ên Îtalî Grimaldi û Riccioli di navbera salên 1640 û 1650an de van dîtinan piştrast kirin, û bi pîvandinên lerizîna pendûlê Mezinahiya Kêşana Erdê ya Dinyayê bêtir diyar kirin.
Galileo herwiha ji prensîbên felsefî yên Aristotelî yên şaş dûr ket û Bêtevgerî wekî berdewamiya tevgerê pênase kir, ne ku meylek xwerû ya ber bi bêhnvedanê ve. Bi dîtina ku qanûnên fîzîkî li ser keştiyek di tevgerê de an li ser bejahiyê yekgirtî xuya dikirin, Galileo têgehên çarçoveya referansê û prensîba Îzafîyetê formule kir. Van ramanên bingehîn paşê ji bo Mekanîka Newtonî bingehîn bûn, û paşê Di nav Teorîya Kêşana Erdê ya Einstein, Teorîya Giştî ya Îzafîyetê de, veguherîn.
Di dema çaryeka dawîn a sedsala şanzdehan de, Tycho Brahe amûrên rast ji bo stêrnasiyê pêş xist, ku çavdêriyên hûrgilî yên tevgerên gerstêrkan gengaz kir. Alîkar û cîgirê wî, Johannes Kepler, paşê ev Dane analîz kir, û sê qanûnên empirîkî yên tevgera gerstêrkan formule kir. Van qanûnên bingehîn di pêşveçûna paşîn a Teorîya Kêşana Erdê de Nêzîkî sedsalek şûnda, pir girîng bûn. Di weşana xwe ya sala 1609an de, Astronomia Nova, Kepler Kêşana Erdê wekî kişandinek dualî têgihîşt, û destnîşan kir ku Dinya û Heyv dê bibin yek ger ku ji hêla Hêzek dijber ve neyên veqetandin. Wî teorîze kir ku Hêzên mekanîkî tevgerê didin destpêkirin, bi vî awayî Formek Mekanîzmaya ezmanî ava kir. Berovajî, Kepler bandora Rojê li ser gerstêrkan wekî Hêzek magnetîkî şîrove kir, ku bi awayekî tangentî li ser rêyên wan ên orbîtal tevdigere, û, li gorî ramana Aristotelî, wî texmîn kir ku Bêtevgerî tê vê wateyê ku tişt Bi xwezayî ber bi rewşek bêhnvedanê ve diçin.
Heta sala 1666an, Giovanni Alfonso Borelli bi serkeftî pirsgirêkên JGirîng ên ku karê Kepler ê berê sînordar kiribûn çareser kir. Di dema mîlada Borelli de, têgîna bêtevgerî gihîştibû pênaseya xwe ya îroyîn, ku meyla tiştan a parastina tevgera yekreng nîşan dide, û wî Roj wekî tenê yekîneyeke din a esmanî dihesiband. Borelli têgîna hevsengiya mekanîkî pêş xist, wê wekî hevsengiyeke dînamîk di navbera bêtevgerî û hêzên kêşana Erdê de pênase kir. Newton paşê bandora JGirîng a Borelli li ser çarçoveya xwe ya teorîk pejirand.
Di sala 1657an de, Robert Hooke karê xwe yê bingehîn, Micrographia, weşand, ku tê de wî pêşniyar kir ku Heyv xwediyê hêza xwe ya kêşana Erdê ye. Bi rêya ragihandineke sala 1666an ji Civata Qraliyetê re û dersa xwe ya Gresham a sala 1674an, Hewldanek ji bo Selmandina Tevgera Salane ya Dinyayê, Hooke pêşketineke JGirîng bi sentezkirina hîpotezên têkildar û paşê derxistina pêşbîniyan ji wan pêk anî. Wî diyar kir:
Ez ê pergaleke dinyayê ya ku ji yên heta niha hatine pejirandin pir cuda ye, zelal bikim. Ew li ser van pêşniyaran hatiye damezrandin: 1. Ku hemî laşên esmanî ne tenê kêşana Erdê ya beşên xwe yên pêkhatî ber bi navendên xwe ve hene, lê di heman demê de di nav qadên bandora xwe de hevdu bikişînin. 2. Ku hemî laşên ku tevgera Hêsan nîşan didin dê di rêgeheke rast de berdewam bikin, heya ku bi berdewamî ji hêla hin hêzeke derve ve neyên ji rê derxistin, ku wan neçar bike ku çemberek, elîpsek, an rêgeheke din a xwar xêz bikin. 3. Ku ev hêza kişandinê bi rêjeyî zêde dibe dema ku laş nêzî hev dibin. Derbarê rêjeya rastîn a ku bi wê van hêzan bi zêdebûna dûrahiyê kêm dibin, ez îtîraf dikim ku min hîn diyar nekiriye....
Hooke wekî ragihandinek JGirîng derket holê, ku di ji nû ve sazkirina hewldana zanistî de roleke JGirîng lîst. Ew yek ji zanyarên pîşeyî yên destpêkê bû, ku di dema wê ya destpêkê de çar dehsalan wekî kuratorê ezmûnan ê Civata Qraliyetê xebitî. Lêbelê, têgihiştinên wî yên kûr bi giranî hîpotetîk man, û hin aliyên wan şaş derketin. Wî nikarîbû teoriyeke matematîkî ya berfireh a kêşana Erdê formule bike an encamên wê bi tevahî zelal bike. Wekî encam, wî alîkariya Newton xwest, di sala 1679an de nameyek şand ku modelek tevgera gerstêrkan di valahiyek an valahiya fezayê de diyar dikir, ku li ser bingeha çalakiya kişandinê ya ji dûr ve bû. Tê bawer kirin ku ev nameyên wan rêgeha rewşenbîrî ya Newton guhert, ku di dawiyê de gihîşt beşdariyên wî yên şoreşger di teoriya kêşana Erdê de. Dema ku Newton di sala 1686an de vedîtinên xwe pêşkêş kir, Hooke îdîa kir ku pêkhateya qanûna çargoşeya berevajî ji "ramana" wî bi xwe derketibû.
Teoriya Kêşana Erdê ya Newtonî
Berî sala 1684an, zanyarên navdar, di nav de Christopher Wren, Robert Hooke, û Edmond Halley, destnîşan kiribûn ku qanûna sêyemîn a Kepler, ya ku bi Dema Rêgehê ya gerstêrkan ve girêdayî ye, dê qanûna çargoşeya berevajî piştrast bike ger Rêgehên gerstêrkan bi tevahî dorveger bûna. Lêbelê, hatibû zanîn ku Rêgehên rastîn elîptîkî bûn. Bi teşwîqa Halley, Newton ev kêşe girt ser xwe û bi serfirazî nîşan da ku Rêgehên elîptîkî jî, têkiliya çargoşeya berevajî ya ku ji çavdêriyên Kepler hatibû wergirtin, piştrast dikin. Di sala 1684an de, Isaac Newton Destnivîsek ji Edmond Halley re şand, bi sernavê De motu corporum in gyrum ('Li ser tevgera cismên di Rêgehekê de'), ku bingehek fîzîkî ji bo qanûnên Kepler ên tevgera gerstêrkan peyda dikir. Halley, ku ji Destnivîsê pir bandor bûbû, Newton teşwîq kir ku li ser wê berfireh bike, û ev yek bû sedema weşandina xebata bingehîn a Newton, çend sal şûnda, bi navê Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica (Bingehên Matematîkî yên Felsefeya Xwezayî).
Teorîya Kêşana Erdê ya Newton, bi yekkirina çavdêriyên bejahî yên Lezdanê bi prensîbên Mekanîka ezmanî re, têgihiştina zanistî şoreş kir. Di xebata xwe ya bingehîn de, Newton Kêşana Erdê wekî Hêzek gerdûnî pênase kir, û destnîşan kir ku ew li ser cisman "li gorî Pîvana madeya Hişk a ku tê de heye û Her dem li hemî aliyan heya dûrên mezin bi çargoşeya berevajî ya dûrahiyan belav dibe" tevdigere. Ev formulasyon ji du pêkhateyên JGirîng pêk dihat. Pêkhateya Di destpêkê de wekheviya Girseya înertial û Girseya Kêşana Erdê dihewand. Dema ku qanûna duyemîn a Newton Hêzê bi karanîna ji bo Girseya înertial pênase dike, qanûna wî ya Hêza Kêşana Erdê heman têgeha Girseya Erdê bi kar tîne. Newton ceribandinên pendûlê kir da ku vê têgehê bi awayê herî berfireh ê gengaz di wê demê de bi awayekî ampîrîkî piştrast bike.
Aliyê duyemîn ê Bingehîn ê formulasyona Newton qanûna çargoşeya berevajî ya dûrahiyê bû. Ev prensîba taybetî ne nû bû, ji ber ku berê ji hêla stêrnas Ismaël Bullialdus ve dora sala 1640an hatibû pêşniyar kirin. Di lêgerîna piştrastkirina ampîrîkî de, Newton dora sala 1665an Analîzek Pîvanî kir, Dema Rêgehê û dûrahiya Heyvê, ligel aliyên demkî yên cismên ku li ser Dinyayê dikevin, lêkolîn kir. Newton Di destpêkê de ji weşandina van dîtinan xwe dûr girt Ji ber ku wî nikarîbû bi awayekî matematîkî nîşan bide ku bandora Kêşana Erdê ya Dinyayê tevdigere mîna ku tevahiya Girseya wê di Navika wê de kom bûye. Ev îsbatkirina JGirîng du dehsalan girt ku pêş bikeve.
Pirtûka Newton a Principia di nav civaka zanistî de gelek pesn wergirt, ku bû sedema belavbûna bilez a qanûna wî ya gravîtasyonê li seranserê Ewropayê. Zêdetirî sedsalek şûnda, di sala 1821an de, teoriya gravîtasyonê ya Newton girîngiyeke hê mezintir bi dest xist dema ku wê pêşbîniya hebûna Neptunê hêsan kir. Di dema wê salê de, stêrnasê Frensî Alexis Bouvard ev teorî bi kar anî da ku modelek ji bo rêgeha Uranusê çêbike, ku paşê dûrketinên mezin ji rêgeha gerstêrkê ya çavdêrîkirî eşkere kir. Ji bo ravekirina vê cûdahiyê, gelek stêrnasan hebûna cisimek esmanî yê mezin ku wêdetirî rêgeha Uranusê ye û rêya wê diguherîne, hîpotez kirin. Di sala 1846an de, stêrnas John Couch Adams û Urbain Le Verrier serbixwe qanûna Newton bi kar anîn da ku koordînatên esmanî yên Neptunê pêşbînî bikin, ku di encamê de gerstêrk di nav rojekê de li cîhê pêşbînîkirî hate vedîtin.
Formulekirina destpêkê ya Newton paşê wekî qanûna berevajî-çarçikê hate fermîkirin:
Teoriya Kêşana Erdê ya Newton bi prensîbek zanistî ya bingehîn re nakok bû, ku hem di dîrokê de hem jî di dema niha de berbelav bû: ku hêz divê bi çalakiya yekser a ji dûr ve nexebitin. Newton ev pirsgirêka bingehîn qebûl kir, lêbelê, israra wî guhertinek paradîgmayî di metodolojiya zanistî de nîşan da, ku ji modelên ku ji aliyê felsefî ve hevgirtî bûn lê ji aliyê ezmûnî ve kêm bûn dûr ket. Zanyarên navdar, tevî Gottfried Wilhelm Leibniz, nerazîbûnên xwe derbarê vê aliyê taybetî yê teoriya Kêşana Erdê de anîn ziman. Ev kêşeya bingehîn bêçareser ma heta ku beşdariyên Albert Einstein ji teoriya îzafîyetê re di sedsala 20an de hatin.
Teoriya Îzafîyeta Giştî ya Einstein
Bi demê re, stêrnasan eksantrîsîteyek anomaliyî di rêgeha Merkûrê de dîtin ku teoriya Newton nikaribû rave bike: bi taybetî, nêz-roja rêgeha wê bi nêzîkî 42.98 çirkeyên kevanî di her sedsalê de pêş ve çû. Daxuyaniya herî eşkere ji bo vê dûrketinê hebûna cismekî esmanî yê nedîtî pêşniyar kir, dibe ku gerstêrkek be ku ji Merkûrê nêzîktir li dora Rojê dizivire; lê belê, hemî hewildanên dîtina cismekî wusa bêserkeftî man. Di sala 1915an de, Albert Einstein teoriya îzafîyeta giştî formule kir, ku ji bo mekanîka rêgehê ya Merkûrê modelek rast peyda kir.
Teoriya Einstein du têgehên cuda, her yek bi pêşveçûna xwe ya dîrokî, di nav teoriyên fîzîkî yên Kêşana Erdê yên damezrandî de yek kir: prensîba îzafîyetê û geometriya ne-Euklîdî.
Prensîba îzafîyetê ya Galileoyî, ku Newton paşê wekî prensîbek bingehîn pejirand, bû sedema lêgerînek berfireh û di encamê de bêserkeftî ji bo eterek ronahîdar. Ev lêgerîn piştî ku hevkêşeyên Maxwell destnîşan kirin ku ronahî bi lezek berdewam belav dibe, bêyî ku çarçoveya referansê ya çavdêr çi be, dest pê kir. Mekanîka Newtonî xwezaya lêzêdekirî ya lezan pêşniyar dike; mînak, guleyek topê ku ji keştiyek di tevgerê de tê avêtin dê rêgehek nîşan bide ku tevgera keştiyê tê de ye. Ji ber leza ronahiyê ya neguhêrbar, hate hîpotez kirin ku ew di navgînek rawestayî, mutleq de derbas dibe. Gelek ceribandinan hewl dan ku vê navgînê tespît bikin lê bêserkeftî man, ku bû sedema teoriya îzafîyeta taybet a Einstein a sala 1905an, ku zêdebûna eterê nîşan da. Îzafîyeta taybet ji bo ji nû ve formulekirina mekanîkê parêzvanî kir, pêşniyar kir ku veguherîna Lorentz —ku berê ji bo ronahiyê dihat bikaranîn— li şûna veguherîna Galileoyî ya ku ji hêla Newton ve hatibû bikaranîn were pejirandin. Bi taybetî, îzafîyeta taybet, bi pênaseya xwe wekî "dozek taybetî," fenomenên Kêşana Erdê nedigirt nav xwe.
Her çend îzafîyet bi mekanîkê û, bi berfirehî, bi kêşana Erdê ve girêdayî bû jî, têgeha guhertina geometriyê tenê dema ku mekanîkê veguherînên Lorentz pêwîst kirin, ji bo teorîya kêşana Erdê girîng bû. Geometrî, dîsîplînek kevnar, piştî vedîtina Carl Gauss a sedsala 19an ku rûberên di pîvanên cûda de dikarin bi metrekê werin pênasekirin, gav bi gav sînorên Euklîdî derbas kir. Ev metrek pîvanek dûrahiyê li ser riya herî kurt di navbera du xalan de temsîl dike, ku di veqetandinên pir piçûk de ber bi dûrahiya Euklîdî ve diçe. Bernhard Riemann, xwendekarekî Gauss, paşê ev têgeh heta sala 1854an veguherand çarçoveyek geometrîkî ya berfireh. Geometrîyên wusa dema ku xwediyê qewareyek gerdûnî ne, xwediyê rûxareke herêmî ya rût in.
Di sala 1907an de, Einstein karê xwe bi karanîna îzafîyeta taybet dest pê kir da ku dubarekirinek nû ya prensîba wekheviyê formule bike. Wekheviya ampîrîkî ya di navbera girseya înertial û girseya kêşana Erdê de berê çavdêriyek damezrandî bû. Bi taybetî, têgeha m di qanûna yekem a Newton de, ku bi tê temsîl kirin, xwedî nirxek wekhev e bi m ya di qanûna kêşana Erdê ya gerdûnî ya Newton de li ser Dinyayê, ku wekî
Civaka zanistî bi giranî teorîya kêşana Erdê ya Einstein ji ber du faktorên sereke pejirand. Ya yekem, heta sala 1910an, îzafîyeta wî ya taybet di nav fîzîka Almanî de hatibû pejirandin û gav bi gav li seranserê cîhanê belav dibû. Ya duyemîn, çarçoveya wî ya teorîk ji bo çavdêriyên ampîrîkî, wekî pêşketina nêz-roj a neasayî ya Merkûr û tewandina sivik ji hêla Rojê ve, li gorî teorîya Newtonî, ravekirinên bilindtir peyda kir.
Di sala 1919an de, stêrfîzîknasê Brîtanî Arthur Eddington bi serkeftî şemta ronahiyê ya pêşbînîkirî di dema girtina Rojê de piştrast kir. Pîvandinên Eddington nîşan dan ku şemtên ronahiya stêrkan du qat mezinahiya ku ji hêla teoriya korpuskular a Newtonî ve hatibû pêşbînîkirin bûn, û bi rastî li gorî pêşbîniyên îzafiyeta giştî bûn. Tevî dijwariyên paşîn ên li ser metodolojiya analîtîk a Eddington, ev ceribandina bingehîn Einstein ber bi naskirina cîhanî ya tavilê ve bir û bi awayekî girîng beşdarî pejirandina berfireh a îzafiyeta giştî di nav civaka zanistî de bû.
Di sala 1959an de, fîzîknasên Amerîkî Robert Pound û Glen Rebka ceribandinek pêk anîn ku tîrêjên gama bi kar anîn da ku pêşbîniya berfirehbûna demê ya kêşanê piştrast bikin. Bi şandina van tîrêjan ji birca 74-lingî ber bi jêr û paşê pîvandina frekansa wan li bazê, lêkolîneran piştrast kirin ku ronahî dema nêzîkî çavkaniyek kêşanê dibe şemtek Doppler diceribîne. Ev şemta çavdêrîkirî hîpoteza ku dem di nav qadeke kêşanê de hêdîtir derbas dibe bêtir piştrast dike, ku bi hejmareke mezintir a lûtkeyên pêlan ên ku di nav demeke diyarkirî de derbas dibin tê îspatkirin. Berovajî, ronahiya ku ji çavkaniyek kêşanê ya bi hêz derdikeve dê şemtek sor nîşan bide. Bûyera derengiya demê ya ronahiyê dema ku nêzîkî tiştekî mezin derbas dibe, di destpêkê de ji hêla Irwin I. Shapiro ve di sala 1964an de, bi karanîna sînyalên ji keştiyên asmanî yên navgerstêrkî, hate nasîn.
Di sala 1971an de, yekem çala reş di koma stêrkan a Cygnus de hate keşfkirin. Bi navê Cygnus X-1, keşfkirina wê ji ber emîsyona teqînên tîrêjên X bû dema ku ew madeyê ji stêrkek hevalbend a piçûktir berhev dikir. Ev çavdêrî piştrastkirina ampîrîk ji bo pêşbîniyek sereke ya îzafiyeta giştî peyda kir, bi taybetî ku tiştên têra xwe mezin û kompakt dê xwedî qadeke kêşanê bin ku têra xwe xurt e ku ronahiyê ji revê bigire, wekî ku ji hêla hevkêşeyên Einstein ve hatibû teorîzekirin.
Bûyera kaşkirina çarçoveyê, ku destnîşan dike ku tiştekî mezin ê zivirî bandorek zivirandinê li ser dema fezayê ya derdorê çêdike, di sala 2011an de ji encamên mîsyona Gravity Probe B piştrastî wergirt. Paşê, di sala 2015an de, çavdêrxaneya LIGO bi serkeftî pêlên kêşanê yên nazik tespît kir, ku pêşbîniyek teorîk a îzafiyeta giştî ye. Lêkolîner hîpotez dikin ku ev pêl ji yekbûna du çalên reş derketine, bûyerek ku tê texmînkirin ku nêzîkî 1.5 milyar salên ronahiyê dûr qewimiye.
Kêşana Erdê ya Erdî
Her laşekî gerstêrkî, di nav de Dinya jî, ji aliyê qadeke kêşana erdê ya cûda ve hatiye dorpêçkirin. Di çarçoveya fîzîka Newtonî de, tê fêmkirin ku ev qad hêzeke kişandinê li ser hemî tiştan pêk tîne. Ji bo gerstêrkeke îdeal a bi simetrîya gogî, tundiya vê qadê li her xalekê li ser rûxara wê rasterast bi girseya gerstêrkê re rêjeyî ye û berevajî bi çargoşeya dûrahiya ji navika wê re rêjeyî ye.
Mezinahiya qadeke kêşana erdê bi awayekî hejmarî wekhev e bi lezdana ku tişt di bin bandora wê de diceribînin. Nêzîkî rûxara Dinyayê, rêjeya lezdana tiştên dikevin guhertinên piçûk nîşan dide ku ji aliyê faktorên wekî panî, taybetmendiyên topografîk (mînak, Çiya û zozan), û anomaliyên potansiyel ên tîrbûna binerd ve tê bandor kirin. Ji bo standardkirina giranî û pîvanan, Buroya Navneteweyî ya Giranî û Pîvanan, ku di bin Pergala Navneteweyî ya Yekîneyan (SI) de dixebite, nirxekî kêşana erdê ya standard a kevneşopî destnîşan kiriye.
Hêza kêşana erdê ya ku li ser tiştên li rûxara Dinyayê bandor dike, berhema vektorî ya du pêkhateyên sereke temsîl dike. Ev pêkhate ev in: (a) kişandina kêşana erdê ya ku ji hêla zagona gerdûnî ya kêşana erdê ya Newton ve tê vegotin, û (b) hêza navendrevîn, ku ji pejirandina çarçoveyeke referansê ya zivirî ya li ser Dinyayê derdikeve. Hêza kêşana erdê li ekvatorê herî kêm dibe ji ber bandorên hevbeş ên hêza navendrevîn a zivirîna Dinyayê û dûrahiya mezintir a xalên ekvatorî ji navenda gerstêrkê. Wekî encam, hêza kêşana erdê bi panî re diguhere, digel ku lezdana encamdar ji nêzîkî 9.780 m/s2 li ekvatorê heya nêzîkî 9.832 m/s2 li polan zêde dibe.
Pêlên Kêşana Erdê (Dînamîka Şileyan)
Pêlên rûxarê yên ku di okyanûsan, golan, û hawîrdorên din ên avî de têne dîtin, ji tevliheviyên hevsengiya kêşana erdê ya rûxara avê derdikevin, gelek caran ji aliyê faktorên wekî ba ve têne çêkirin. Fenomenên mîna wan di atmosferê de jî xuya dibin, li wir hevsengî ji aliyê eniyên rewşa hewayê yên termal an taybetmendiyên orografîk ên wekî rêzeçiya ve tê xerakirin.
Dînamîka Rêgehan
Gerstêrk li dora Rojê rêgehên elîptîk dişopînin, ku ev encamek rasterast a zagona gerdûnî ya kêşana erdê ye. Bi heman rengî, Heyv û peykerên çêkirî li dora Dinyayê rêgehan diparêzin. Di warê têgînî de, du tiştên di rêgehê de bi berdewamî ber bi hev ve 'dikevin', ji rêgeheke rast dûr dikevin ji ber kişandina kêşana erdê ya domdar. Ji ber gerdûnîbûna hêza kêşana erdê, hemî gerstêrk kişandineke hevdu pêk tînin, digel ku cotên herî mezin û nêzîk bandora hevdu ya herî girîng nîşan didin. Wekî encam, rêgehên ezmanî bi xwezayî ji elîpsên hêsan tevlihevtir in.
Astrofîzîk
Stêrk û Çalên Reş
Di dema çêbûna stêrkan de, kêşana erdê ya di nav ewra gaza hîdrojenê de li hember pestoya gaza termal a hundirîn disekine. Zêdebûna tîrbûna gazê dibe sedema bilindbûna germahiyê, gazê teşwîq dike ku enerjiyê tîrêj bide, ku ev yek tîrbûna kêşanê ya zêdetir hêsan dike. Ger girseya gaza herêmî têrê neke, ev pêvajo bi çêbûna bejnbihusta qehweyî an gerstêrkek dêwê gazê diqede. Berovajî, eger girseyek mezintir hebe, enerjiya kêşanê ya zêdekirî navikê dihêle ku bigihîje pestoyên têra destpêkirina fuzyona nukleerî, bi vî awayî stêrkek çêdibe. Di nav stêrkekê de, kêşana erdê ji hêla pestoya termal û radyasyonê ve tê hevseng kirin, hevsengiya hîdrostatîk diparêze heta ku sotemeniya atomî ya stêrkê biqede. Qonaxa pêşveçûnê ya paşîn bi girseya giştî ya stêrkê ve girêdayî ye. Stêrkên girseya pir sivik hêdî hêdî sar dibin, diguherin bejnbihustên spî ku navikek tîr kêşana erdê bi pestoya dejenerasyona elektronê re hevseng dike. Stêrkên girseya rojê berî veguherîna wan bo bejnbihustên spî di qonaxek dêwê sor re derbas dibin. Stêrkên mezintir xwedî avahiyên navikê yên tevlihev in ku helyûm û elementên hejmarên atomî yên bilindtir difuzînin, di dawiyê de navikek hesinî çêdikin. Piştî qedandina sotemeniyê, ev stêrk bêîstîkrar dibin, bi supernovayekê diqedin. Encam dibe ku stêrka nötronê be, ku kêşana erdê ji hêla pestoya dejenerasyona nötronê ve tê hevseng kirin, an jî, ji bo stêrkên bi girseyên awarte, çala reşek, ku kêşana erdê ew qas hêzek xurt dike ku tewra ronahî jî nikare jê bireve.
Radyasyona Kêşanê
Îzafîyeta giştî diyar dike ku enerjî dikare ji pergalekê bi rêya radyasyona kêşanê, ku wekî pêlên kêşanê jî tê binavkirin, were tîrêj dan. Piştgiriya ampîrîkî ya nerasterast a destpêkê ji bo radyasyona kêşanê ji çavdêriyên pergala dualî ya Hulse–Taylor di sala 1973an de derket holê. Ev dualî ji pulsarek û stêrka nötronê pêk tê ku li dora hev dizivirin. Ji dema vedîtina wê ve, dema rêgehê ya pergalê kêm bûye, bûyerek ku ji ber belavbûna enerjiyê ya lihevhatî bi radyasyona kêşanê ve tê hesibandin. Ev lêkolîna bingehîn di sala 1993an de Xelata Nobelê ya Fîzîkê wergirt.
Piştrastiya rasterast ji bo radyasyona kêşana Erdê yekem car di 14ê Îlona 2015an de ji aliyê înterferometerên LIGO ve hate dîtin. Pîvandinan pêlên kêşana Erdê yên ku ji yekbûna du Çalên Reş derketine, yên ku 1.3 milyar salên sivik dûrî Dinyayê ne, tomar kirin. Ev çavdêrî, angaştên teorîk ên Einstein û fîzîknasên din ên derbarê hebûna van pêlan de piştrast kir. Herwiha, ew rêyên nû ji bo lêkolîna ampîrîk û têgihîştina xwezaya bingehîn a kêşana Erdê û bûyerên kozmîk, di nav de Teqîna Mezin, vedike. Çêbûna Stêrkên Nötronê û Çalên Reş bi heman rengî mîqdarên pîvandî yên radyasyona kêşana Erdê hilberandin. Ev lêkolîna pêşeng di sala 2017an de bi Xelata Nobelê ya Fîzîkê hate xelatkirin.
Hemana Tarî
Li ser pûlikeke kozmolojîk, kêşana Erdê bandorek serdest dike. Nêzîkî pênc-şeşan ji girseya giştî ya Gerdûnê ji hemana tarî pêk tê, ku bi kêşana Erdê re têkilî datîne lê ne bi elektromagnetîkî. Kişandina kêşana Erdê ya komên hemana tarî, ku jê re haloyên hemana tarî tê gotin, gaza hîdrojenê dikişîne, bi vî awayî çêbûna stêrkan û galaksiyan hêsan dike.
Rojika Kêşana Erdê
Kêşana Erdê bandorek wekhev li ser sivik û madeyê dike, ev tê wê wateyê ku tiştek bi girseyek têr dikare rêyên sivik ên li dora xwe biguherîne, bi vî awayî rojeka kêşana Erdê çêbike. Ev bûyer yekem car di sala 1979an de bi çavdêrî hate piştrastkirin, bi bikaranîna teleskopa 2.1 metreyî ya li Çavdêrxaneya Neteweyî ya Kitt Peak li Arizona, ku du wêneyên neynikî yên yek kuasarê dîtin ku sivika wê ji aliyê galaksiya YGKOW G1 ve bi kêşana Erdê hatibû şikestin. Gelek çavdêriyên paşîn ên rojika kêşana Erdê, piştrastiyên din ji bo mîqdarên girîng ên hemana tarî yên li dora galaksiyan peyda kirine. Berevajî rojikên optîkî, rojikên kêşana Erdê wêneyek fokusî hilberandin nakin lê di şûna wê de konfigurasyonên zengilî yên ku wekî zengilên Einstein têne zanîn hilberandin.
Leza Kêşana Erdê
Di Cotmeha 2017an de, detektorên înterferometer ên LIGO û Virgo sînyalên pêlên kêşana Erdê nêzîkî du saniyeyan berî satelîtên tîrêja gama û teleskopên optîkî yên ku sînyalên elektromagnetîk ji heman çavkaniya ezmanî, ku nêzîkî 130 mîlyon salên sivik dûr bû, tomar kirin. Ev çavdêrî bi teqezî destnîşan kir ku leza belavbûna pêlên kêşana Erdê bi leza sivik re hevaheng e.
Anomalî û Cûdahî
Hin bûyerên çavdêrîkirî hîn jî bi têra xwe nehatine ravekirin, ku ev yek dibe ku hewcedariya teoriyên kêşana Erdê yên pêşkeftî an çarçoveyên ravekirinê yên alternatîf nîşan bide.
- Bûyera kurveyên zivirîna galaksiyê eşkere dike ku stêrkên ku di herêmên derveyî galaksiyan de ne, leza wan ji ya ku ji belavbûna madeya ronahîdar a çavdêrkirî tê pêşbînîkirin zêdetir e. Nexşeyek wekhev di nav galaksiyên ku di nav komên galaksiyan de cih digirin de tê dîtin. Ev cûdahiya domdar bi berfirehî wekî piştrastek xurt ji bo hebûna hemana tarî tê hesibandin, ku cewherekî hîpotetîk e ku bi kêşana erdê re têkilî datîne lê ne bi elektromagnetîkî. Wekî din, çend guhertinên di dînamîka Newtonî de ji bo ravekirina van çavdêriyan hatine pêşniyar kirin.
- Çavdêrî berfirehbûna lezdanî ya gerdûnê nîşan didin. Enerjiya tarî wekî sedema bingehîn a vê bûyerê hatiye hîpotez kirin.
- Anomaliya firîna nêz behsa rewşên ku çend keştiyên asmanî di dema manevrayên alîkariya kêşkirinê de ji ya ku dihat pêşbînîkirin lezdanek mezintir nîşan dane dike. Lê belê, "anomaliya Pioneer" a taybetî ji ber paşvekişîna termal a ku ji radyasyona rojê ya ku li aliyekî keştiya asmanî dikeve çêdibe, hatiye hesibandin.
Model
Bûyerên kêşana erdê, mîna hemî pêvajoyên fîzîkî, bi rêya modelên matematîkî têne vegotin. Fîzîknas cûrbecûr van modelan bikar tînin, wan li gorî pirsgirêka taybetî ya ku tê lêkolîn kirin an jî ji bo pêşxistina têgihiştinek fîzîkî ya kûrtir hildibijêrin.
Kiryara Newtonî ya ji Dûrahiyê
Ev hêza kêşanê di navbera tiştan de lezdaneke hevdu çêdike, heya ku ji hêla hêzên din ve neyê astengkirin. Hêz wekî "ne-herêmî" tê binavkirin ji ber ku Mezinahiya wê bi girseya tiştekî Dûr ve girêdayî ye. Ji Mîlada Newton û pê ve, zanyaran qebûl kirin ku ev têgîna çalakiya ji dûr ve Jêdera Bingehîn a hêzê zelal nekir, ku ev xalek nîqaşê bû ku Di destpêkê de li dijî teoriya Newton hatibû raber kirin. Tevî vê yekê, ev Model bi serkeftî rêzek Bêdawî ji bûyerên fîzîkî rave dike, di nav de rêgehên guleyan, tevgerên pêlan, û gerên gerstêrkan. Pêşxistina teoriyek ku ji têgîna çalakiya ji dûr ve derbas dibe, entegrekirina Îzafîyetê bi kêşana Erdê re pêwîst dike, ku ev karekî pir tevlihev e Di nav çarçoveya Newtonî de.
Qada Kêşanê
Rêbazek alternatîf, lê hevwate ji bo Modelkirina kêşana Erdê, bikaranîna qadan dihewîne. Di nav fîzîkê de, qadek bûyerek fîzîkî bi awayekî matematîkî temsîl dike bi girêdana hebûnek taybet bi her xalekê Di nav fezayek diyarkirî de. Teoriyên qadê yên cihêreng hebûnên cûda û têgînên fezayî bikar tînin. Di teoriyên qada kêşanê yên klasîk de, ev hebûn bi gelemperî vektor in ku ji xalan re têne veqetandin Di nav fezayek sê-alî de. Her vektor Hêza ku li ser girseyek ceribandinê ya pir piçûk li cîhê wê yê fezayî yê têkildar tê sepandin diyar dike. Vektora Hêzê li her xalekê dikare wekî rêgeza herî asê ya potansiyela kêşanê were derxistin, ku nirxek skalar e ku ji her xalekê Di nav fezayê de tê veqetandin. Temsîlek sê-alî ya an potansiyel an jî qada kêşanê, nîşanek Dîtbarî ji bandora kêşanê ya berhevkirî ya hemî tiştên nêzîk pêşkêş dike. Modelên qadê bi xwezayî herêmî ne, tê vê wateyê ku nirxên qadê li ser sînorekî gogî bandorên kêşanê Di nav wê gogê de Bi tevahî diyar dikin.
Qad jî ji bo Îzafîyeta giştî Bingehîn in; Lê belê, li şûna vektorên Di nav fezaya Euklîdî de, hebûnên Bingehîn tensor in ku li ser Dema Fezayê têne pênasekirin. Hevkêşeyên qadê yên Einstein têkiliyek di navbera deh pêkhateyên serbixwe yên van tensoran de û belavbûna fezayî ya girse û Enerjiyê saz dikin.
Prensîbên Çalakiyê
Rêbazeke cuda ya modelkirina kêşana erdê prensîbên çalakiyê dihewîne. Ev formûlasyon bandorên kêşanê li ser pergalekê bi awayekî razber rave dike. Rewşa pergalê, ku hêmanên wekî cîh û leza parçikan dihewîne, wekî yekîneyeke matematîkî ya yekane tê temsîlkirin. Her rewşek xwedî taybetmendiyeke enerjiyê ya têkildar e, ku jê re Lagrangî tê gotin, û veguhertinên rewşa pergalê yên destûrkirî nirxa vê taybetmendiyê kêm dikin. Rêgeha rewşê ne di feza fîzîkî de heye, lê di nav feza rewşê ya pir-dimensî de ye, ku her xalek konfîgurasyoneke kolektîf a cîh û/an lezan ji bo hemî parçikên pergalê nîşan dide. Ev çarçove bi eşkereyî hêzên parçikan an jî meydanên takekesî diyar nake. Teoriyên fîzîkê yên hemdem pir caran van prensîbên çalakiyê bi kar tînin; bi taybetî, hevkêşeya meydanê ya Einstein ji bo kêşanê dikare ji çalakiya Einstein–Hilbert were derxistin.
Îzafîyeta Giştî
Di nav fîzîka hemdem de, îzafîyeta giştî bi berfirehî wekî teoriya kêşanê ya herî serketî tê dîtin. Lêkolîner bi berdewamî hewl didin çareseriyên hevkêşeyên meydanê yên Einstein bibînin, ku bingeha îzafîyeta giştî pêk tînin, û bi domdarî teoriyê piştrast dikin, lihevhatineke awarte di hemî senaryoyên ezmûnî de dibînin.
Astengî
Her teoriya kêşanê ya bikêrhatî divê li gorî prensîbên îzafîyeta taybet û çavdêriyên ampîrîkî be. Kêşana Newtonî, ku li ser çalakiya ji dûr ve hatiye damezrandin, bi bingehîn lihev nayê bi îzafîyeta taybet re. Giştîkirineke bingehîn ya çarçoveya Newton, wekî teoriya meydanê ya skalar ku potansiyela kêşanê wekî nirxek yekane di nav dema fezayê ya çar-dimensî de temsîl dike, bêkêr dimîne. Teoriyeke wisa nikare şemta sor a kêşanê an jî tewandina sivik ji aliyê girse ve rave bike û pêşbîniyên nerast dide ji bo pêşketina orbîtal a Merkûr. Bi heman rengî, teoriya meydanê ya vektor jî serneketî ye, ji ber ku ew pêlên kêşanê yên enerjiyê neyînî pêşbînî dike. Wekî din, ti teoriya ku kêşbûna dema fezayê tê de tune be nikare lihevhatinê bi îzafîyeta taybet re biparêze. Wekî encam, îzafîyeta giştî wekî teoriya herî hêsan dimîne ku lihev tê bi hem îzafîyeta taybet hem jî danegehên çavdêriyê yên damezrandî re.
Taybetmendiyên Giştî
Berevajî formula Newton, ku yek parametre, G, bi kar tîne, hêza kêşana erdê di nav îzafîyeta giştî de bi deh pêkhateyan tê îfadekirin ku tensorek metrikî çêdikin. Îzafîyeta giştî bandorên kêşana erdê li ser çarçoveyên referansê yên cuda bi awayekî zelal rave dike. Di nav pergalek koordînatê ya serbest-ketî an hev-tevger de, tiştek rêgehek rast dişopîne. Berovajî, di pergalên koordînatê yên din de, tişt lezdanê dibîne û xuya dike ku di bin bandora hêzekê de tevdigere. Rêgeha tiştekî serbest-ketî di dema fezayê de (berevajî feza sê-alî) wekî jeodezîk tê binavkirin, û dirêjahiya wê, ku bi dema taybet a tiştê tê pîvandin, riya herî kurt (an, kêm caran, ya herî dirêj) a gengaz nîşan dide. Ji ber vê yekê, bandora kêşana erdê dikare wekî çemîna dema fezayê were têgihîştin. Di qadeke kêşana erdê ya qels û rawestayî de, îzafîyeta giştî ber bi hevkêşeyên Newton ve diçe. Rastkirinên îzafîyetî yên ku li Dinyayê têne dîtin nêzîkî yek perçek di mîlyarekê de ne.
Hevkêşeyên Qada Einstein
Hevkêşeyên qada Einstein ji pergalek deh hevkêşeyên diferensiyel ên qismî pêk tên ku bandora madeyê li ser çemîna dema fezayê ronî dikin. Ev pergal dikare bi awayekî fermî wekî were îfadekirin: li vir Gμν tensora Einstein nîşan dide, gμν tensora metrikî temsîl dike, Tμν tensora stres-enerjî ye, Λ sabîta kozmolojîk nîşan dide, sabîta kêşana erdê ya Newtonî ye, û bi leza sivik re têkildar e. Sabîta wekî sabîta kêşana erdê ya Einstein tê nasîn.
Çareserî
Hevkêşeyên qada Einstein, ku bi xwezaya xwe ya ne-xêzî û rêza duyemîn têne diyar kirin, tevliheviyek girîng pêşkêş dikin, û çareseriyên wan ên rastîn tenê ji bo hejmarek sînorkirî ya senaryoyên taybetî hatine nasîn. Lêbelê, van çareseriyên taybetî têgihîştina kozmolojîk bi kûrahî pêş xistine. Bi taybetî, çareseriyên cihêreng çarçoveya bingehîn ji bo têgihîştina çala reş û ji bo modela hevdem a pêşveçûna kozmîk a piştî Teqîna Mezin pêk tînin.
Verastkirina Ampîrîkî ya Îzafîyeta Giştî
Di dîrokê de, piştrastkirina pêşbîniyên Îzafîyeta Giştî dijwar bû ji ber nêzîkbûna lihevhatina wan bi pêşbîniyên Kêşana Erdê ya Newtonî re di enerjiyên kêm û girseyên biçûk de. Tevî vê yekê, gelek ezmûnan paşê Îzafîyeta Giştî piştrast kirine. Niha, Teorîya Einstein ji bo hesabên Kêşana Erdê yên ku pêdivî bi rastbûna herî bilind heye, pêwîst e, dema ku qanûna berevajî-çarçik a Newton ji bo piraniya hesabên rûtîn têra xwe rast dimîne.
Kêşana Erdê û Mekanîka Kuantumê
Tevî bandoriya wê di pêşbînîkirina diyardeyên Kêşana Erdê li ser pûlikên makroskopîk de, Îzafîyeta Giştî bi Bingehîn bi Mekanîka Kuantumê re lihev nake. Ev lihevnehatî ji ber vê yekê ye ku Îzafîyeta Giştî Kêşana Erdê wekî deformasyonek domdar, nerm a Dema Fezayê nîşan dide, dema ku Mekanîka Kuantumê diyar dike ku hemî Hêzên Bingehîn ji danûstendina kuantumên cihêreng derdikevin. Ev nehevsengiya taybetî ji bo fîzîknasan pirsgirêkek girîng derdixe holê, ji ber ku sê têkiliyên din ên Bingehîn—Hêza xurt, Hêza qels, û Elektromanyetîk—çend dehsal berê bi serfirazî di nav çarçoveyek Kuantumê de hatibûn yekkirin. Wekî encam, lêkolîner bi çalak li Teorîyek yekbûyî digerin ku bikaribe hem Kêşana Erdê hem jî Mekanîka Kuantumê di nav avahiyek Teorîkî ya berfirehtir de bigire.
Yek rêgezek hêvîdar ev e ku Kêşana Erdê di nav çarçoveya Teorîya Qada Kuantumê (QFT) de were têgihîştin, metodolojiyek ku bi bandor têkiliyên din ên Bingehîn diyar kiriye. Mîna Hêza Elektromanyetîk, ku ji hêla fotonên virtual ve tê navbeynkarîkirin, Perspektîfa QFT li ser Kêşana Erdê danûstendina gravitonên virtual diyar dike. Ev formulasyon bi serfirazî Îzafîyeta Giştî di Sînorê klasîk de vedigire. Lêbelê, ev nêzîkatî di dûrên pir kurt de rastî Sînoran tê, bi taybetî li ser Pûlika dirêjahiya Planck, ku pêdivî bi Teorîyek berfirehtir a Kêşana Erdê ya Kuantumê an jî nêzîkatiyek bi tevahî nû ji Mekanîka Kuantumê re heye.
Çarçoveyên Teorîkî yên Alternatîf
Îzafîyeta giştî bi domdarî di gelek ceribandinên li ser pîvanên girseyî û fezayî yên cihêreng de serketî derbas bûye. Modelên kozmolojîk, dema ku ji bo şîrovekirina çavdêriyên stêrnasî têne bikar anîn, Hemana Tarî û Enerjiya Tarî wekî pêkhateyên Bingehîn ên Gerdûnê dihewînin; Lê belê, sirûşta wan a hundirîn di Fîzîkê de wekî pirsgirêkek neçareserkirî dimîne. Serkeftina berbiçav û rastbûna bilind a pêşbîniyên ku ji Modelê standard a Kozmolojiyê derketine, stêrnasên Fîzîkê ber bi wê yekê ve birine ku pêşbînî bikin ku hem ev Model û hem jî Îzafîyeta giştî dê Çarçoveya Bingehîn ji bo pêşkeftinên Pêşerojê ava bikin. Lê belê, Modelê Standard a Fîzîka parçikan Hebûna Hemana Tarî piştrast nake, Modelên Teorîk ên ji bo Enerjiya Tarî bi Daneên kozmolojîk re nakokiyan nîşan didin, û hin çavdêriyên kozmolojîk nehevgirtinan pêşkêş dikin. Van pirsgirêkên neçareserkirî lêkolînên li ser Teorîyên gravîtasyonê yên alternatîf teşwîq kirine.
Çavkaniyên Bîbliyografîk
Çavkanî
Halliday, David; Resnick, Robert; Krane, Kenneth S. (2001). Fîzîk Cild 1. New York: John Wiley & Sons. ISBN 978-0-471-32057-9.
- Halliday, David; Resnick, Robert; Krane, Kenneth S. (2001). Fîzîk c. 1. New York: John Wiley & Sons. ISBN 978-0-471-32057-9.Serway, Raymond A.; Jewett, John W. (2004). Fîzîk ji bo Zanyar û Endezyaran (çapa 6emîn). Brooks/Cole. ISBN 978-0-534-40842-8.Tipler, Paul (2004). Fîzîk ji bo Zanyar û Endezyaran: Mekanîk, Oskîlasyon û Pêl, Termodînamîk (çapa 5emîn). W.H. Freeman. ISBN 978-0-7167-0809-4.Thorne, Kip S.; Misner, Charles W.; Wheeler, John Archibald (1973). Gravîtasyon. W.H. Freeman. ISBN 978-0-7167-0344-0."Gravîtasyon", Ansîklopediya Matematîkê, EMS Press, 2001 [1994]
- "Gravîtasyon", Ansîklopediya Matematîkê, EMS Press, 2001 [1994]"Gravîtasyon, Teorîya wê", Ansîklopediya Matematîkê, EMS Press, 2001 [1994]Çavkanî: Arşîva Akademiya TORIma