Üldrelatiivsusteooria

Üldrelatiivsusteooria on Albert Einsteini rajatud füüsikateooria, mis seletab gravitatsiooni neljamõõtmelise aegruumi kõverusega (gravitatsioon tuleneb aegruumi geomeetrilistest omadustest), kusjuures see kõverus tuleneb aine olemasolust.
Üldrelatiivsusteooria järgi on raske mass ja inertne mass ekvivalentsed: põhimõtteliselt pole võimalik vahet teha, kas keha asub gravitatsiooniväljas või kiirendusega liikuvas taustsüsteemis.
Teooria matemaatiliseks väljenduseks võttis Einstein abiks kõvera aegruumi mõiste. Kõveras aegruumis ei ole lühimaks teeks kahe punkti vahel mitte sirge nagu tasases (eukleidilises) ruumis, vaid kõver geodeetiline joon. Mass kõverdab ruumi ja valguskiir järgib seda kõverust. Vabalt langevad objektid liiguvad mööda kõvera ruumi geodeetilisi jooni. Et eukleidiline geomeetria ei sobi kõvera aegruumi kirjeldamiseks, võttis Einstein abiks erilise kõverate ruumide geomeetria, mille lõi Bernhard Riemann.
Üldrelatiivsusteooria matemaatiliseks väljenduseks on Einsteini väljavõrrandid.
Üldrelatiivsusteooria laiendab erirelatiivsusteooriat ning läheb piirjuhtumil (lähendus lõpmata väikestes piirkondades) selleks üle. Samuti võib teda vaadelda Newtoni gravitatsiooniseaduse laiendusena, sest ta läheb piirjuhtudel (lähendus väikeste massitiheduste ja väikeste kiiruste korral) selleks üle.
Üldrelatiivsusteooriast tulenevad ennustused on vaatlustega kinnitust leidnud (üldrelatiivsusteooria katseline kinnitus), mistõttu ta on üldtunnustatud gravitatsiooniteooria. Ka kõigist hilisematest alternatiividest on ta osutunud paremaks. Lahtiseks jääb aga küsimus, kuidas teda ühitada kvantmehaanikaga.
Teooria tuuma kandis Einstein 25. novembril 1915 ette Kuninglikule Preisi Teaduste Akadeemiale. Kõverat aegruumi kirjeldas ta diferentsiaalgeomeetria abil.

Sissejuhatus

Üldrelatiivsusteooria postuleerib aine (energia ja impulsiga objektide) ning aegruumi vahelist vastastikust toimet.
1. Aine energia ja impulss mõjutavad selle aegruumi geomeetriat, milles aine asub. Seda mõju saab väljendada kõveruse mõiste abil (aegruumi kõverus).
2. Aine, millele ei mõju mingi jõud, liigub mööda geodeetilist joont nagu klassikalises mehaanikaski, ainult et see geodeetiline joon ei ole üldjuhul sirge, nagu ta on kõveruseta ruumis. Aine mõju sellele liikumisele, mida klassikaline mehaanika seletab gravitatsioonijõuga, seletab üldrelatiivsusteooria aegruumi geomeetriaga. Nagu erirelatiivsusteooriaski, tõlgendatakse objekti liikumist kindlal trajektooril ruumis joonena neljamõõtmelises aegruumis. Seda joont nimetatakse objekti maailmajooneks.
Esimene väide kirjeldab aine toimet aegruumile, teine väide kirjeldab aegruumi mõju aine liikumisele. Aine kohalolu muudab aegruumi geomeetrilisi omadusi, millest tulenevad aine liikumisvõrrandid. Üldrelatiivsusteooria vaatleb ruumi- ja ajakoordinaate võrdõiguslikena ja käsitleb kõiki ajalisi muutusi aegruumi geomeetriliste seikadena.

Põhikontseptsioonid

Üldrelatiivsusteooria lähtekohad saab formuleerida kolme alusprintsiibina: üldine relatiivsusprintsiip, ekvivalentsusprintsiip ja Machi printsiip. Einstein ise pidas neid üldrelatiivsusteooria põhivaadeteks.
Nendest eeldustest ei saa üldrelatiivsusteooriat rangelt järeldada, ja vähemalt Machi printsiibi puhul pole kindel, kas üldrelatiivsusteooria seda üldse rahuldab. Need kolm printsiipi aga selgitavad, millised füüsika probleemid ajendasid Einsteini formuleerima uue gravitatsiooniteooriana üldrelatiivsusteooria.
Aegruumi kõverus tuleneb ekvivalentsusprintsiibist, sellepärast tuleb siin juttu ka sellest.

Kõver aegruum

Aegruumi kõverus, mida siin selgitatakse, ei ole iseseisev kontseptsioon, vaid ekvivalentsusprintsiibi järeldus. Ekvivalentsusprintsiibi abiga saab ka kõvera aegruumi mõistet näitlikult selgitada. Selleks tuleb kõigepealt selgitada, mis on paralleellüke mööda ajatelge. Rööplüke mingis suunas on lüke, mille puhul võetakse lokaalne koordinaadistik kaasa. Lüke ruumisuunas on massideta aegruumis näitlikult arusaadav. Aja definitsioon on erirelatiivsusteooria järgi koordinaadistikust sõltuv. Konstantne ajasuund on seejuures antud ainult kiirenduseta koordinaadistike puhul. Sel juhul tähendab lüke ajasuunas massideta aegruumis, et ese on koordinaadistiku suhtes paigal. Ta liigub siis piki selle koordinaadistiku ajatelge.
Ekvivalentsusprintsiibi järgi saab sellega mõista rööplüket piki ajatelge gravitatsiooniväljas. Ekvivalentsusprintsiip ütleb, et vabalt langev vaatleja gravitatsiooniväljas on ekvivalentne kiirendusega liikuva vaatlejaga gravitatsiooniväljast kaugel. Sellepärast vastab rööplüke piku ajatelge ajavahemiku t võrra vabale langemisele kestusega t. See tähendab, et paralleellükkega ajas kaasub ka liikumine ruumis. Et aga langemise suund sõltub kohast, on vahe sees, kas vaatleja paralleellükkub enne ruumis ja siis ajas või ümberpöördult. Öeldakse, et paralleellüke ei ole kommutatiivne, st lükete järjekord ei ole oluline.
Seni olid vaatluse all suured lükked, mille puhul paralleellükete järjekord on oluline. Siiski on mõttekas, kui saab midagi öelda ka kui tahes väikeste aegruumi piirkondade kohta, et kehade käitumist saaks kirjeldada ka lühikeste ajavahemike ja vahemaade korral. Kui tehakse paralleellükkeid üle üha lühemate vahemaad ja ajavahemike, siis on lõpp-punktid eri järjestuste korral küll endiselt erinevad, kuid vahe vastavalt väheneb. Tuletiste abil saab kirjeldada lõpmata väikest paralleellüket mingis punktis. Lõpp-punktide kõrvalekalde kahe paralleellükke järjekorra muutmisel annab siis kõverustensor.
Aegruumi kõverusega saab seletada ka mainitud loodete jõudusid. Kaks vabalt langevat kera vabalt langevas laboris liiguvad mõlemad piki ajatelge, niisiis mõõda omavahel paralleelseid jooni. Tõsiasi, et paralleellükked ei ole kommutatiivsed, on samaväärne sellega, et paralleelsete joonte vaheline kaugus ei ole konstantne. Seega võivad kerade trajektoorid teineteisele läheneda või teineteisest kaugeneda. Maa raskusväljas on väga pikagi langemise korral väga väike. Kui aega käsitletakse ruumimõõtmena, korrutatakse ajavahemikud valguse kiirusega. Aegruumi kõverus on niisiis väga väike ning üldse tuntav ainult kaua kestva langemise korral. See on võrreldav pesulinaga, mis kõrvalt vaadatuna tundub sirgena, aga piki lina vaatamisel osutub kõveraks.
Kõveruse kirjeldamiseks ei ole niisiis tarvis paigutada aegruumi kõrgema dimensiooniga ruumi sisse. Kõverust ei tule mõista mitte kõverdumisena viiendasse mõõtmesse ega ruumi kõverdumisena neljandasse mõõtmesse, vaid paralleellükete mittekommutatiivsusena. Peale selle on niisuguse esituse puhul vajalik käsitada ruumi ja aega neljamõõtmelise aegruumina, sest kolmemõõtmeline ruum üksi ei pruugi kõver olla.
Kuidas aegruum kõverdub, selle määravad üldrelatiivsusteoorias Einsteini väljavõrrandid.

Põhimõisted

Aegruumi ja selle kõveruse matemaatiliseks kirjeldamiseks kasutatakse diferentsiaalgeomeetria meetodeid, mis asendavad klassikalist mehaanikat, mis kasutab meile tuttava "lameda" kolmemõõtmelise ruumi eukleidilist geomeetriat. Diferentsiaalgeomeetria kasutab üldrelatiivsusteooria aegruumi taoliste kõverate ruumide kirjeldamiseks muutkonna mõistet. Tähtsate omaduste kirjeldamiseks kasutatakse tensoreid, mis esitavad kujutusi muutkondadel.
Kõverat aegruumi kirjeldatakse pseudo-Riemanni muutkonnana, täpsemalt Lorentzi muutkonnana.
Eriline tähtsus on meetrilisel tensoril. Meetriline tensor seab kahele vektorväljale aegruumi iga punkti jaoks vastavusse ühe reaalarvu. Selles suhtes võib meetrilist tensorit vaadelda skalaarkorrutise punktisõltelise üldistusena. Selle abil defineeritakse kaugus ja nurk ning seetõttu nimetatakse teda lühidalt meetrikaks.
Sama oluline on Riemanni kõverustensor (meetrilise tensori esimese ja teise tuletise kombinatsioon) muutkonna kõveruse kirjeldamiseks. Kui tensor mingis koordinaadistikus mingis punktis ei võrdu nulliga, siis ei leidu koordinaadistikku, milles ta oleks selles koordinaadistikus võrdne nulliga. See kehtib ka kõverustensori kohta. Ümberpöördult on kõverustensor kõigis koordinaadistikes null, kui ta on ühes koordinaadistikus null. Seega saab sõltumatult koordinaadistikust otsustada, kas muutkond on mingis kindlas punktis kõver või mitte.
Oluline suurus aine energia ja impulsi kirjeldamiseks on energia-impulsi tensor.

Ekvivalentsusprintsiibi üldistus

Klassikaline ekvivalentsusprintsiip, mida mõnikord nimetatakse ka nõrgaks ekvivalentsusprintsiibiks, pärineb Galileo Galilei kaalutlustest ja katsetest kinemaatika vallas (1636–1638). Algsel kujul ütleb see, et kõik kehad sõltumata oma omadustest (näiteks keemiline koostis, mõõtmed, kuju, mass) kukuvad vaakumis ühtemoodi: samast kohast järjestikku kukkuda lastud kehad liiguvad raskusjõu toimel mööda sama trajektoori. Vaakum on oluline sellepärast, et muus keskkonnas mõjutavad keha liikumist hõõre ja üleslükkejõud, mis sõltuvad keha omadustest. Isaac Newton sõnastas raamatus "Philosophiae Naturalis Principia Mathematica" (1687) ekvivalentsusprintsiibi inertse massi ja raske massi võrdsusena: gravitatsiooniseaduses ja inertsiseaduses figureeriv mass langevad kokku.
Albert Einstein pidas ekvivalentsusprintsiipi, mida 1900 oli Eötvösi katse kinnitanud juba täpsusega 10⁻⁹, gravitatsiooni võtmeomaduseks. Sellepärast laiendas ta seda printsiipi mittemehaanilistele nähtustele ning võttis selle oma gravitatsiooniteooria lähtekohaks.

Väljavõrrandite postuleerimine

Üldrelatiivsusteooria alused töötas välja Albert Einstein. Ta kasutas Carl Friedrich Gaußi, Bernhard Riemanni, Elwin Bruno Christoffeli, Gregorio Ricci-Curbastro ja Tullio Levi-Civita arendatud diferentsiaalgeomeetriat matemaatikust sõbralt Marcel Grossmannilt õpitud kujul. Diferentsiaalgeomeetriat kasutas ta selleks, et formuleerida aegruumis, mille abil Hermann Minkowski oli erirelatiivsusteooria formuleerinud, gravitatsioon meetriliste omadustena. Ernst Machi kaalutlused mõjutasid Einsteini veendumust, et ka gravitatsiooni puhul on füüsikaline tähtsus ainult liikumisel teiste kehade suhtes.
Esimene publikatsioon, mida võib pidada üldrelatiivsusteooria alaseks, on Einsteini 1908 avaldatud töö gravitatsiooni ja kiirenduse mõjust valguse käitumisele erirelatiivsusteoorias. Selles töös sõnastab ta juba ekvivalentsusprintsiibi ja ennustab gravitatsioonilist aja dilatatsiooni ja punanihet ning valguse kõrvalejuhtimist massiivsete kehade poolt.
Teooria põhiosa aga töötas Einstein välja siiski alles aastatel 1911–1915. Selle töö algust märgistab teine publikatsioon gravitatsiooni mõjust valgusele (1911), milles Einstein jätkab 1908. aasta publikatsioonis alustatud tööd.
Enne töö lõpuleviimist avaldas Einstein 1913 relatiivsusteooria kavandi, mis kasutas juba kõverat aegruumi. Probleemide tõttu üldise kovariantsuse printsiibiga, mis osutus lõpuks ikkagi õigeks, kasutas Einstein vahepeal vale lähenemist, enne kui ta selle probleemi 1915 lahendas. Ta pidas ka ettekandeid oma töö kohta ning arutas asja matemaatikutega, eriti Marcel Grossmanni ja David Hilbertiga.
Oktoobris 1915 avaldas Einstein töö Merkuuri periheeli nihkumise kohta, milles ta veel lähtus valedest väljavõrranditest, mis ei olnud ühitatavad energia ja impulsi lokaalse jäävusega. Novembris 1915 leidis Einstein õiged väljavõrrandid ja avaldas need Preisi Teaduste Akadeemia istungiaruannetega 25. novembril 1915 koos arvutustega Merkuuri periheeli nihkumise kohta ja valguse kõrvalekaldumise kohta Päikese massi tõttu. Hilbert esitas viis päeva varem oma töö avaldamiseks Göttingeni Kuninglikule Teadusseltsile. Ent Hilberti töö korrektuurpoognatelt (erinevalt hiljem avaldatud redaktsioonist) puudusid väljavõrrandid, ent korrektuurpoognad ei ole täielikult säilinud. Einsteini hilisemat artiklit "Die Grundlage der allgemeinen Relativitätstheorie" võib pidada esimeseks ülevaateartikliks üldrelatiivsusteooria kohta. See avaldati 20. märtsil 1916 ajakirjas Annalen der Physik, kaks kuud pärast seda, kui Einstein oli Preisi Teaduste Akadeemiale ette kandnud oma väljavõrrandite lahendi, mis pärines Schwarzschildilt.
Hilbertilt pärineb üldrelatiivsusteooria mõjufunktsionaal, mille ta tuletas oma 1916 avaldatud artiklis.

Väljavõrrandite täpsed lahendid

Pärast väljavõrrandite formuleerimist otsiti nende lahendeid erinevatel ääretingimustel. Väljavõrrandite esimene täpne lahend on Karl Schwarzschildi poolt juba 1916 leitud ja tema järgi nimetatud Schwarzschildi meetrika, mida kasutatakse mustade aukude kirjeldamiseks.Hans Reissner (1916) ja Gunnar Nordström (1918) arendasid selle edasi nende järgi nimetatud Reissneri-Nordströmi meetrikaks, mille abil saab kirjeldada elektrilaenguga musti auke.
Aastal 1963 avaldas Roy Kerr tema järgi kirjeldatud Kerri meetrika, mille abil saab kirjeldada pöörleva musta augu lähedal olevat aegruumi osa.
Laiendus elektrilaenguga ja pöörlevatele mustadele aukudele on 1965 leitud Kerri-Newmani meetrika.
Kui Einstein sai aru, et tema väljavõrrandid ei võimalda staatilist Universumi juurde, võttis ta 1918 kasutusele kosmoloogilise konstandi.
Aastal 1922 leidis Alexander Friedmann ilma kosmoloogilise konstandita väljavõrrandite lahendi , mis lubas paisuvat või kokkutõmbuvat Universumit, ja 1927 leidis Georges Lemaître täpse lahendi paisuva Universumi jaoks.
Kui Edwin Hubble avaldas 1929 oma vaatlused punanihke kohta ning tõendas sellega Universumi paisumist, loobus Einstein kosmoloogilisest konstandist ja nimetas seda George Gamowi sõnul oma suurimaks väärsammuks. Tänapäeva astronoomias arvestatakse siiski mitte nulliga võrduva kosmoloogilise konstandi võimalusega.
Robertsoni-Walkeri meetrika on Lemaître'i lahendi edasiarendus, mille formuleerisid teineteisest sõltumatult Howard Percy Robertson (1935)
ja Arthur Geoffrey Walker (1936). Ka see on väljavõrrandite täpne lahend ning kirjeldab paisuvat, homogeenset ja isotroopset Universumit, mistõttu teda kasutatakse mudelina meie Universumi kirjeldamiseks. Seetõttu on tal kosmoloogias väga suur tähtsus.