Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Физика -> Вебер Дж. -> "Общая теория относительности и гравитационные волны" -> 57

Общая теория относительности и гравитационные волны - Вебер Дж.

Вебер Дж. Общая теория относительности и гравитационные волны — Москва, 1962. — 271 c.
Скачать (прямая ссылка): obshayateoriyaotnositelnostiigravvolni1962.djvu
Предыдущая << 1 .. 51 52 53 54 55 56 < 57 > 58 59 60 61 62 63 .. 81 >> Следующая


Приведенная трактовка показі,івает, что интегральные эффекты, согласно общей теории относительности, по крайней мера до некоторой степени зависят от взаимодействия материи. Однако это не удовлетворяет требованиям принципа Маха, так как в отсутствие всякой материи, кроме пробной частицы, эффекты инерции все еще сохраняются. Специальная теория относительности представляет собой предельный класс решений, когда не накладывается никаких граничных условий. Всегда можно выбрать систему координат таким образом, чтобы инерция проявлялась как локальное свойство пространства и все члены, находящиеся в правой части уравнений (9.40), были устранены. Из уравнения типа (8.13) очевидно, что инерция, безусловно, изотропна1) вследствие

') Коккови и Салпитер [19, 20] рассмотрели влияние анизотропности инертных свойств на структуру спектральных линий. В случае ядерного ^-излучения и кристаллах атомное магнитное поле приводит к расщеплению энергетического уровня ядра па (2/-(-1) Избранные вопросы общей теории относительности-

107

формы тензора энергии — импульса — натяжений для частиц со скалярным тином массы покоя. По этим причинам эксперимент Хыоза, Робинсона и Бельтран-Лопеса [22] может рассматриваться как хорошее подтверждение современной формулировки общей теории относительности, а не сильного варианта принципа Маха.

Эйнштейн [23] и позднее Уилер исследовали вопрос о возможности толкования принципа Маха не как следствия уравнений поля, а как требования, накладываемого на граничные условия. Если система „изолированная", то следует ввести требование, чтобы на больших расстояниях метрика должным образом переходила в метрику остальной части Вселенной. Удовлетворение таких граничных условий означало бы введение взаимодействия материи остальной части Вселенной с массой „изолированной" системы. Осуществление такой программы могло бы дать соотношения, связывающие

равноотстоящих компоненты. При анизотропности инертных свойств ДM каждая компонента будет сдвинута на величину (ДМ/М) TP2, где T—средняя кинетическая энергия нуклона, a P2 — коэффициент, величина которого зависит от J, от магнитного квантового числа и ориентации магнитного поля относительно направления на галактический центр. При наблюдениях эффекта Мёссбауэра сравниваются частоты переходов в поглотителе и излучателе. При включении относительного движения количество отсчетов становится функцией относительной скорости источника и поглотителя. Резонанс наступает по мере перекрытия линий, если правила отбора допускают возбуждение квантом со сдвинутой частотой. Тогда число наблюдаемых пиков изменится, если произойдет изменение относительного расположения зеемаиовских компонент и если атомные поля будут ориентированы в одном направлении. Если а излучателе и поглотителе атомные магнитные поля ориентированы случайным образом, то анизотропия инерции приведет к ушнрению линий. Эксперимент с использованием эффекта Мёссбауэра не подтверждает этих соображений [21].

Недавно Хыозом, Робинсоном и Бельтран-Лопесом [22] был произведен изящный в намного более чувствительный опыт по проверке анизотропности инертных свойств. Эти авторы измеряли частоту ядерного магнитного резонанса Li7 в растворе LiCl в течение 12 час. Вращение Земли изменило ориентации) установки относительно нашей Галактики. Этот метод обладает чрезвычайной чувствительностью ввиду большой величины кинетической энергии, связанной с />„ -состоянием протона в ядерном потенциале, п огромной степенью точности, с которой может быть измерена абсолютная величина магнитной ядерной резонансной частоты. Из полученного отрицательного результата следует, что ДМ[М < IO"20. 198

Глава (і

инертные сіюйстпа с конфигурацией материи в удаленных областях Вселенной.

Другой подход к принципу Маха был предложен Дике и Сиама [241.

4. Замечания относительно космологии

Уравнения общей теории относительности имеют решения, с помощью которых представляется возможным описать Вселенную в целом и ее эволюцию. Этот вопрос был уже давно рассмотрен Эйнштейном, который заключил, что уравнения гравитации не допускают статического решения для Вселенной, если в них не ввести дополнительный „космологический" член Позднее Фридман показал, что существуют нестатические решения, удовлетворяющие уравнениям без добавления космологического члена. Открытие красного смещения спектральных линий, возрастающего с расстоянием, подкрепляет предположение о нестатическом характере Вселенной, находящейся с этой точки зрения в настоящее время в фазе расширения.

Вселенная, кривизна которой положительна, была бы замкнутой, конечной, но неограниченной. Такая возможность весьма привлекательна. Выли предложены и другие космологические модели, из которых мы упомянем модели Бонди, Голда и Хойла. Здесь мы ограничимся рассмотрением решения Фридмана [25].

Делается предположение о том, что Вселенная пространственно изотропна. Наблюдения подтверждают, что плотность звезд представляется одинаковой во всех направлениях. Этому соответствует метрика

— ds2-=dl2 — dx0\ (9.42)
Предыдущая << 1 .. 51 52 53 54 55 56 < 57 > 58 59 60 61 62 63 .. 81 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

Есть, чем поделиться? Отправьте
материал
нам
Авторские права © 2009 BooksShare.
Все права защищены.
Rambler's Top100

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed