Точные решения в общей теории относительности - Exact solutions in general relativity

В общая теория относительности, точное решение это Лоренцево многообразие оснащен тензорные поля моделирование состояний обычной материи, например жидкость, или классический негравитационные поля такой как электромагнитное поле.

Предпосылки и определение

Эти тензорные поля должны подчиняться любым соответствующим физическим законам (например, любое электромагнитное поле должно удовлетворять Уравнения Максвелла ). По стандартному рецепту^{[который? ]} который широко используется в математическая физика, эти тензорные поля также должны давать определенные вклады в тензор энергии-импульса ${\displaystyle T^{\alpha \beta }}$.^[1] (Поле описывается Лагранжиан, изменение по полю должно давать уравнения поля, а изменение по метрике должно давать вклад энергии в напряжение из-за поля.)

Наконец, когда все вклады в тензор энергии-импульса складываются, результат должен быть решение уравнений поля Эйнштейна (написано здесь в геометрические единицы, куда скорость света c = Гравитационная постоянная грамм = 1)

${\displaystyle G^{\alpha \beta }=8\pi \,T^{\alpha \beta }.}$

В приведенных выше уравнениях поля ${\displaystyle G^{\alpha \beta }}$ это Тензор Эйнштейна, вычисляется однозначно из метрический тензор которое является частью определения лоренцево многообразия. Поскольку задание тензора Эйнштейна не полностью определяет Тензор Римана, но оставляет Тензор Вейля не указано (см. Разложение Риччи ), уравнение Эйнштейна можно рассматривать как своего рода условие совместимости: геометрия пространства-времени должна согласовываться с количеством и движением любой материи или негравитационных полей в том смысле, что непосредственное присутствие «здесь и сейчас» негравитационных энергия-импульс вызывает пропорциональную кривизну Риччи «здесь и сейчас». Более того, принимая ковариантные производные уравнений поля и применяя Бьянки идентичности, было обнаружено, что подходящее изменение количества / движения негравитационной энергии-импульса может вызвать рябь кривизны, которая распространяется как гравитационное излучение, даже через вакуумные области, которые не содержат ни материальных, ни негравитационных полей.

Трудности с определением

Любое лоренцево многообразие является решением Уравнение поля Эйнштейна для какой-то правой стороны. Это иллюстрируется следующей процедурой:

• возьми любой Лоренцево многообразие вычислить его Тензор Эйнштейна ${\displaystyle G^{\alpha \beta }}$, что является чисто математической операцией
• Поделить на ${\displaystyle 8\pi }$
• объявить результирующее симметричное тензорное поле второго ранга тензор энергии-импульса ${\displaystyle T^{\alpha \beta }}$.

Это показывает, что есть два дополнительных способа использования общей теории относительности:

• Можно зафиксировать форму тензора энергии-импульса (скажем, по некоторым физическим причинам) и изучить решения уравнений Эйнштейна с такой правой частью (например, если выбрать тензор энергии-импульса в качестве тензора идеального жидкости сферически симметричное решение может служить звездная модель )
• В качестве альтернативы можно исправить некоторые геометрический свойства пространства-времени и ищите источник материи, который мог бы предоставить эти свойства. Это то, что космологи делают с 2000-х годов: они предполагают, что Вселенная однородна, изотропна и ускоряется, и пытаются понять, какая материя (называемая темная энергия ) может поддерживать такую ​​структуру.

В рамках первого подхода предполагаемый тензор энергии-импульса должен стандартным образом возникать из «разумного» распределения материи или негравитационного поля. На практике это понятие довольно ясно, особенно если мы ограничим допустимые негравитационные поля единственным известным в 1916 г. электромагнитное поле. Но в идеале мы хотели бы математическая характеристика в нем утверждается некий чисто математический тест, который мы можем применить к любому предполагаемому «тензору энергии-напряжения», который проходит все, что может возникнуть из «разумного» физического сценария, и отвергает все остальное. К сожалению, такая характеристика неизвестна. Вместо этого у нас есть грубые тесты, известные как энергетические условия, которые аналогичны наложению ограничений на собственные значения и собственные векторы из линейный оператор. Но эти условия, похоже, никого удовлетворить не могут. С одной стороны, они слишком снисходительны: они допускают «решения», которые почти никто не считает физически разумными. С другой стороны, они могут быть слишком строгими: наиболее популярные энергетические условия явно нарушаются Эффект Казимира.

Эйнштейн также распознал еще один элемент определения точного решения: это должно быть лоренцево многообразие (удовлетворяющее дополнительным критериям), т. Е. гладкое многообразие. Но при работе с общей теорией относительности очень полезно допускать решения, которые не везде гладкие; Примеры включают множество решений, созданных путем согласования идеального жидкого внутреннего решения с вакуумным внешним решением, а также импульсные плоские волны. И снова оказалось, что творческое противоречие между элегантностью и удобством соответственно трудно разрешить удовлетворительно.

Помимо таких местный возражений, перед нами стоит гораздо более сложная проблема, заключающаяся в том, что существует очень много точных решений, которые не вызывают возражений на местном уровне, но глобально проявляют подозрительные признаки, такие как замкнутые времяподобные кривые или конструкции с точками разделения («брючные миры»). Некоторые из наиболее известных точных решений на самом деле имеют странный характер.

Типы точного решения

Многие хорошо известные точные решения относятся к одному из нескольких типов, в зависимости от предполагаемой физической интерпретации тензора энергии-импульса:

• Вакуумные решения: ${\displaystyle T^{\alpha \beta }=0}$; они описывают области, в которых отсутствуют материальные или негравитационные поля,
• Электровакуумные решения: ${\displaystyle T^{\alpha \beta }}$ должен полностью возникать из электромагнитное поле который решает без источника Уравнения Максвелла на заданном искривленном лоренцевом многообразии; это означает, что единственным источником гравитационного поля является энергия (и импульс) электромагнитного поля,
• Нулевые решения для пыли: ${\displaystyle T^{\alpha \beta }}$ должен соответствовать тензору энергии-импульса, который можно интерпретировать как возникающий из некогерентного электромагнитного излучения, без необходимости решения уравнений поля Максвелла на данном лоренцевом многообразии,
• Жидкие растворы: ${\displaystyle T^{\alpha \beta }}$ должны полностью возникать из тензора энергии-импульса жидкости (часто идеальная жидкость ); единственным источником гравитационного поля является энергия, импульс и напряжение (давление и напряжение сдвига) вещества, составляющего жидкость.

Помимо таких хорошо известных явлений, как жидкости или электромагнитные волны, можно рассматривать модели, в которых гравитационное поле полностью создается энергией различных экзотических гипотетических полей:

• Решения скалярного поля: ${\displaystyle T^{\alpha \beta }}$ должен полностью возникать из скалярное поле (часто безмассовое скалярное поле); они могут возникнуть при рассмотрении классической теории поля мезон балки, или как квинтэссенция,
• Лямбдавакуумные решения (не стандартный термин, а стандартная концепция, для которой еще не существует названия): ${\displaystyle T^{\alpha \beta }}$ возникает полностью из ненулевого космологическая постоянная.

Одна из возможностей, которой уделялось мало внимания (возможно, потому, что математика настолько сложна), - это проблема моделирования эластичное твердое тело. В настоящее время кажется, что нет точных решений для этого конкретного типа.

Ниже мы в общих чертах обрисовали классификацию по физической интерпретации. Это, вероятно, более полезно для большинства читателей, чем Классификация Сегре возможных алгебраических симметрий Тензор Риччи, но для полноты картины отметим следующие факты:

• ненулевые электровакуумы имеют тип Сегре ${\displaystyle \{\,(1,1)(11)\}}$ и группа изотропии SO (1,1) x SO (2),
• нулевые электровакуумы и нулевые пыли имеют тип Сегре ${\displaystyle \{\,(2,11)\}}$ и группа изотропии E (2),
• идеальные жидкости имеют тип Сегре ${\displaystyle \{\,1,(111)\}}$ и группа изотропии SO (3),
• Лямбда-пылесосы имеют тип Сегре. ${\displaystyle \{\,(1,111)\}}$ и изотропная группа SO (1,3).

Остальные типы Сегре не имеют особой физической интерпретации, и большинство из них не может соответствовать какому-либо известному типу вклада в тензор энергии-импульса.

Примеры

Примечательные примеры вакуумных растворов, электровакуумных растворов и т. Д. Перечислены в специализированных статьях (см. Ниже). Эти решения содержат не более одного вклада в тензор энергии-импульса, из-за определенного вида материи или поля. Однако есть некоторые известные точные решения, которые содержат два или три вклада, в том числе:

• Решение NUT-Керра – Ньюмана – де Ситтера содержит вклады от электромагнитного поля и положительной энергии вакуума, а также своего рода вакуумное возмущение керровского вакуума, которое задается так называемым параметром NUT,
• Гёделевская пыль содержит вклады от идеальной жидкости без давления (пыли) и от положительной энергии вакуума.

Некоторые гипотетические возможности, не укладывающиеся в нашу грубую классификацию^{[требуется разъяснение ]} находятся:

• определенный метрики червоточины^{[который? ]},
• Метрика Алькубьерре.
• «Машины времени», т.е. изначально хорошие пространства-времени^{[требуется разъяснение ]} в котором на каком-то этапе эволюции появляются замкнутые причинные кривые^{[требуется разъяснение ]}.

Некоторые сомнения были брошены^{[согласно кому? ]} от того, может ли существовать достаточное количество экзотической материи, необходимой для червоточин и пузырей Алькубьерре.^[2] Однако позже эти сомнения проявились.^[3] быть в основном беспочвенным. Третий из этих примеров, в частности, является поучительным примером упомянутой выше процедуры превращения любого лоренцевого многообразия в «решение». Именно на этом пути Хокингу удалось доказать^[4] что машины времени определенного типа (с «компактно порожденным горизонтом Коши») не могут появиться без экзотической материи. Такое пространство-время также является хорошей иллюстрацией того факта, что, если пространство-время не является особенно красивым («глобально гиперболическим»), уравнения Эйнштейна не определяют его эволюцию. однозначно. Любое пространство-время май превратиться в машину времени, но это никогда не должен Сделай так.^[5]

Конструирование решений

Уравнения поля Эйнштейна представляют собой систему связанных, нелинейный уравнения в частных производных. В общем, это затрудняет их решение. Тем не менее, было установлено несколько эффективных методов получения точных решений.

Самый простой заключается в наложении условий симметрии на метрический тензор, Такие как стационарность (симметрия относительно перевод времени ) или осесимметрии (симметрии относительно вращения относительно некоторого ось симметрии ). При достаточно умных предположениях такого рода часто можно свести уравнение поля Эйнштейна к гораздо более простой системе уравнений, даже к одной уравнение в частных производных (как это происходит в случае стационарные осесимметричные вакуумные решения, которые характеризуются Уравнение Эрнста ) или систему обычный дифференциальные уравнения (как это происходит в случае Вакуум Шварцшильда ).

Этот наивный подход обычно работает лучше всего, если используется поле кадра а не координатная база.

Связанная идея предполагает наложение условия алгебраической симметрии на Тензор Вейля, Тензор Риччи, или же Тензор Римана. Они часто выражаются в терминах Классификация Петрова возможных симметрий тензора Вейля, или Классификация Сегре возможных симметрий тензора Риччи. Как будет очевидно из обсуждения выше, такие Ансятце часто имеют некоторое физическое содержание, хотя это может быть не очевидно из их математической формы.

Этот второй вид симметрийного подхода часто использовался с Формализм Ньюмана – Пенроуза, который использует спинорные величины для более эффективного учета.

Даже после такого редукция симметрии, редуцированную систему уравнений часто трудно решить. Например, уравнение Эрнста представляет собой нелинейное уравнение в частных производных, несколько напоминающее уравнение нелинейное уравнение Шредингера (NLS).

Но помните, что конформная группа на Пространство-время Минковского группа симметрии Уравнения Максвелла. Напомним также, что решения уравнение теплопроводности можно найти, приняв масштабирование Анзац. Эти понятия - просто частные случаи Софус Ли представление о точечная симметрия дифференциального уравнения (или системы уравнений), и, как показал Ли, это может обеспечить путь атаки на любое дифференциальное уравнение, имеющее нетривиальную группу симметрии. Действительно, и уравнение Эрнста, и NLS имеют нетривиальные группы симметрии, и некоторые решения могут быть найдены, используя их симметрии. Эти группы симметрии часто бесконечномерны, но это не всегда полезно.

Эмми Нётер показал, что небольшое, но глубокое обобщение понятия симметрии Ли может привести к еще более мощному методу атаки. Оказывается, это тесно связано с открытием того, что некоторые уравнения, которые, как говорят, полностью интегрируемый, наслаждайтесь бесконечная последовательность законов сохранения. Примечательно то, что как уравнение Эрнста (которое возникает несколькими способами при исследовании точных решений), так и NLS оказываются полностью интегрируемыми. Следовательно, они могут быть решены методами, похожими на обратное преобразование рассеяния который изначально был разработан для решения Уравнение Кортевега-де Фриза (КдВ), нелинейное уравнение в частных производных, возникающее в теории солитоны, и который также полностью интегрируем. К сожалению, решения, получаемые этими методами, зачастую не так хороши, как хотелось бы. Например, способом, аналогичным способу получения многократного солитонного решения КдФ из односолитонного решения (которое можно найти из концепции точечной симметрии Ли), можно получить решение для множественных объектов Керра, но, к сожалению, у этого есть некоторые особенности, которые делают его физически неправдоподобным.^[6]

Также существуют различные преобразования (см. Преобразование Белинского-Захарова ), который может преобразовать (например) вакуумный раствор, найденный другими способами, в новый вакуумный раствор, или в электровакуумный раствор, или в жидкий раствор. Они аналогичны Преобразования Беклунда известно из теории определенных уравнения в частных производных, включая некоторые известные примеры солитон уравнения. Это не случайно, поскольку это явление также связано с представлениями Нётер и Ли о симметрии. К сожалению, даже в применении к «хорошо понятному», глобально допустимому решению эти преобразования часто приводят к решению, которое плохо понимается, и их общая интерпретация все еще неизвестна.

Существование решений

Учитывая сложность построения явных малых семейств решений, не говоря уже о представлении чего-то вроде «общего» решения полевого уравнения Эйнштейна или даже «общего» решения вакуум полевое уравнение, очень разумный подход - попытаться найти качественные свойства, которые выполняются для всех решений или, по крайней мере, для всех вакуум решения. Один из самых простых вопросов, который можно задать: существуют ли решения, и если да, то Как много?

Для начала мы должны принять подходящий формулировка начального значения уравнения поля, которое дает две новые системы уравнений, одна из которых дает ограничение на исходные данные, а другой дает процедуру для развивающийся эти исходные данные в решение. Тогда можно доказать, что существует не менее локально, используя идеи, не слишком отличающиеся от тех, которые встречаются при изучении других дифференциальных уравнений.

Чтобы получить некоторое представление о том, «сколько» решений мы могли бы оптимистично ожидать, мы можем обратиться к Эйнштейну. подсчет ограничений метод. Типичный вывод из этого стиля аргументации состоит в том, что универсальное вакуумное решение к полевому уравнению Эйнштейна можно задать, задав четыре произвольных функции от трех переменных и шесть произвольных функций от двух переменных. Эти функции определяют исходные данные, из которого можно создать уникальное вакуумное решение. развился. (Напротив, вакуум Эрнста, семейство всех стационарных осесимметричных вакуумных решений, задается только двумя функциями двух переменных, которые даже не являются произвольными, а должны удовлетворять системе двух связанных нелинейных уравнений в частных производных. Это может дать некоторое представление о том, насколько крошечным на самом деле является типичное "большое" семейство точных решений по большому счету.)

Однако этот грубый анализ далек от гораздо более трудного вопроса: глобальное существование решений. Известные пока результаты глобального существования связаны с другой идеей.

Теоремы глобальной устойчивости

Мы можем вообразить «возмущение» гравитационного поля вне некоторого изолированного массивного объекта, «посылая какое-то излучение из бесконечности». Мы можем спросить: что происходит, когда поступающее излучение взаимодействует с окружающим полем? В подходе классического теория возмущений, мы можем начать с вакуума Минковского (или другого очень простого решения, такого как лямбдавакуум де Ситтера), ввести очень малые метрические возмущения и сохранить только члены до некоторой порядок в подходящем возмущение расширение - что-то вроде оценки некоего ряда Тейлора для геометрии нашего пространства-времени. Этот подход по сути является идеей постньютоновские приближения используется при построении моделей гравитирующей системы, такой как двойной пульсар. Однако разложения по возмущениям обычно не являются надежными для вопросов длительного существования и устойчивости в случае нелинейных уравнений.

Уравнение полного поля очень нелинейно, поэтому мы действительно хотим доказать, что вакуум Минковского стабильный при малых возмущениях, которые рассматриваются используя полностью нелинейное уравнение поля. Это требует внедрения множества новых идей. Желаемый результат, иногда выражаемый лозунгом вакуум Минковского нелинейно устойчив, было окончательно доказано Деметриос Христодулу и Серджиу Клайнерман только в 1993 году. Аналогичные результаты известны для лямбдавак-возмущений лямбдавакуума де Ситтера (Гельмут Фридрих ) и для электровакуумных возмущений вакуума Минковского (Нина Зипсер ).

Теорема положительной энергии

Основная статья: Теорема положительной энергии

Другой вопрос, который нас может беспокоить, заключается в том, является ли чистая масса-энергия изолированная концентрация положительной плотности массы-энергии (и импульса) всегда дает хорошо определенную (и неотрицательную) чистую массу. Этот результат, известный как теорема положительной энергии наконец было доказано Ричард Шон и Шинг-Тунг Яу в 1979 г., который сделал дополнительное техническое предположение о природе тензора энергии-импульса. Первоначальное доказательство очень сложно; Эдвард Виттен вскоре представил гораздо более короткое «физическое доказательство», которое было оправдано математиками с использованием дальнейших очень сложных аргументов. Роджер Пенроуз и другие также предложили альтернативные аргументы в пользу вариантов исходной теоремы о положительной энергии.

Смотрите также

• Метрика Фридмана – Лемэтра – Робертсона – Уолкера.
• Классификация Петрова, для алгебраических симметрий Тензор Вейля

Рекомендации

1. Stephani, H .; Kramer, D .; MacCallum, M .; Hoenselaers, C .; Херлт, Э. (2003). Точные решения уравнений поля Эйнштейна (2-е изд.). Кембридж: Издательство Кембриджского университета. ISBN  0-521-46136-7.
2. Л. Х. Форд и Т. А. Роман (1996) "Квантовая теория поля ограничивает геометрии проходимых червоточин" Phys. Ред. D 53 5496, см. Также Форд; Роман (1995). "Квантовая теория поля ограничивает проходимую геометрию кротовой норы". Физический обзор D. 53 (10): 5496–5507. arXiv:gr-qc / 9510071. Bibcode:1996ПхРвД..53.5496Ф. Дои:10.1103 / PhysRevD.53.5496.
3. С. Красников (2003) «Квантовые неравенства не запрещают сокращение пространства-времени» Phys. Ред. D 67 104013, см. Также Красникова (2005). «Испарение вызвало проходимость червоточины Эйнштейна - Розена». Физический обзор D. 73 (8). arXiv:gr-qc / 0507079. Bibcode:2006ПхРвД..73х4006К. Дои:10.1103 / PhysRevD.73.084006.
4. С. В. Хокинг (1992) "Гипотеза защиты хронологии" Phys. Ред. D 46 603 Дои:10.1103 / PhysRevD.46.603
5. С. Красников (2002) «В классической всеобщей относительности машин времени нет» Учебный класс. и квантовая гравитация. 19 4109, arXiv:gr-qc / 0111054
6. Белинский, В .; Вердагер, Э. (2001). Гравитационные солитоны. Кембридж: Издательство Кембриджского университета. ISBN  0-521-80586-4. Монография по использованию солитонных методов для получения стационарных осесимметричных вакуумных решений, встречных гравитационных плоских волн и т. Д.

дальнейшее чтение

• Красинский, А. (1997). Неоднородные космологические модели.. Кембридж: Издательство Кембриджского университета. ISBN  0-521-48180-5.
• МакКаллум, М.А.Х. (2006). «Нахождение и использование точных решений уравнений Эйнштейна». Материалы конференции AIP. 841. С. 129–143. arXiv:gr-qc / 0601102. Bibcode:2006AIPC..841..129M. Дои:10.1063/1.2218172. Обновленная обзорная статья, но слишком краткая по сравнению с обзорными статьями Бичака или Боннора и др. (Смотри ниже).
• Точные решения уравнений Эйнштейна Малькольм А.Х. МакКаллум Scholarpedia, 8(12):8584. DOI: 10.4249 / scholarpedia.8584
• Рендалл, Алан М. «Локальные и глобальные теоремы существования для уравнений Эйнштейна». Живые обзоры в теории относительности. Получено 11 августа, 2005. Подробная и актуальная обзорная статья.
• Фридрих, Гельмут (2005). «Понятна ли общая теория относительности по существу?». Annalen der Physik. 15: 84–108. arXiv:gr-qc / 0508016. Bibcode:2006AnP ... 518 ... 84F. Дои:10.1002 / andp.200510173. Отличный и более лаконичный обзор.
• Бичак, Иржи (2000). «Избранные точные решения уравнений поля Эйнштейна: их роль в общей теории относительности и астрофизике». Lect. Примечания Phys. Конспект лекций по физике. 540: 1–126. arXiv:gr-qc / 0004031. Дои:10.1007/3-540-46580-4_1. ISBN  978-3-540-67073-5. Отличный современный обзор.
• Bonnor, W. B .; Griffiths, J. B .; МакКаллум, М. А. Х. (1994). «Физическая интерпретация вакуумных решений уравнений Эйнштейна. Часть II. Нестационарные решения». Gen. Rel. Грав. 26 (7): 637–729. Bibcode:1994GReGr..26..687B. Дои:10.1007 / BF02116958.
• Боннор, В. Б. (1992). «Физическая интерпретация вакуумных решений уравнений Эйнштейна. Часть I. Не зависящие от времени решения». Gen. Rel. Грав. 24 (5): 551–573. Bibcode:1992GReGr..24..551B. Дои:10.1007 / BF00760137. Мудрый обзор, первая из двух частей.
• Гриффитс, Дж. Б. (1991). Встречающиеся плоские волны в общей теории относительности. Оксфорд: Clarendon Press. ISBN  0-19-853209-1. Полный ресурс по сталкивающимся плоским волнам, но также полезен всем, кто интересуется другими точными решениями. доступно онлайн автором
• Hoenselaers, C .; Дитц, В. (1985). Решения уравнений Эйнштейна: методы и результаты. Нью-Йорк: Спрингер. ISBN  3-540-13366-6.
• Элерс, Юрген; Кундт, Вольфганг (1962). «Точные решения уравнений гравитационного поля». В Виттен, Л. (ред.). Гравитация: введение в современные исследования. Нью-Йорк: Вили. С. 49–101. Классический обзор, включающий такие важные оригинальные работы, как классификация симметрии вакуумных пространств-времен рр-волн.
• Стефани, Ганс; Дитрих Крамер; Малкольм МакКаллум; Корнелиус Хенселэрс; Эдуард Херльт (2009). Точные решения уравнений поля Эйнштейна. (2-е изд.). Кембридж: Издательство Кембриджского университета. ISBN  978-0-521-46702-5.

внешняя ссылка