Przejdź do zawartości

Ogólna teoria względności/Statyczne rozwiązanie Schwarzschilda w kulistosymetrycznym polu grawitacyjnym

Z Wikibooks, biblioteki wolnych podręczników.
Ogólna teoria względności
Ogólna teoria względności
Statyczne rozwiązanie Schwarzschilda w kulistosymetrycznym polu grawitacyjnym

Licencja
Autor: Mirosław Makowiecki
Absolwent UMCS Fizyki Komputerowej Uniwersytetu Marii Curie-Skłodowskiej w Lublinie
Email: miroslaw(kropka)makowiecki(małpa)gmail(kropka)pl
Dotyczy: książki, do której należy ta strona, oraz w niej zawartych stron i w nich podstron, a także w nich kolumn, wraz z zawartościami.
Użytkownika książki, do której należy ta strona, oraz w niej zawartych stron i w nich podstron, a także w nich kolumn, wraz z zawartościami nie zwalnia z odpowiedzialności prawnoautorskiej nieprzeczytanie warunków licencjonowania.
Umowa prawna: Creative Commons: uznanie autorstwa, na tych samych warunkach, z możliwością obowiązywania dodatkowych ograniczeń.
Autor tej książki dołożył wszelką staranność, aby informacje zawarte w książce były poprawne i najwyższej jakości, jednakże nie udzielana jest żadna gwarancja, czy też rękojma. Autor nie jest odpowiedzialny za wykorzystanie informacji zawarte w książce, nawet jeśli wywołaby jakąś szkodę, straty w zyskach, zastoju w prowadzeniu firmy, przedsiębiorstwa lub spółki bądź utraty informacji, niezależnie czy autor (a nawet Wikibooks) został powiadomiony o możliwości wystąpienie szkód. Informacje zawarte w książce mogą być wykorzystane tylko na własną odpowiedzialność.


Tutaj będziemy się zajmować statystyczno-sferycznymi aspektami dla gwiazd. Właściwościami takich układów, że metryka ich nie zmienia się po zastąpieniu t przez -t, a reszta współrzędnych jest taka sama po przejściu z układu, tzn. K=(t,r,θ,φ) do K'=(-t,r,θ,φ).

Metryka w statystycznych czasoprzestrzeniach sferycznie symetrycznych

[edytuj]

Układem statycznym nazywamy układem, gdy po zamianie z t na -t, układ nie zmienia się, nazwijmy układem przed transformacją K(t,r,θ,φ), a układem po transformacji K'(-t,r,θ,φ). Transformacja wiążąca układy od K do K' jest przedstawiona wzorem:

(10.1)
  • gdzie qK'μ=(-t,r,φ,θ) jest to zestaw współrzędnych w nowym układzie współrzędnych
  • qKν=(t,r,φ,θ) jest to zestaw współrzędnych w starym układzie współrzędnych.

Z własności układów K i K' mamy:

Następnym krokiem jest wyznaczenie elementów tensora metrycznego, wiedząc że po transformacji z K na K' elementy tensora metrycznego nie zmieniają się i na podstawie powyższych elementów tensora (macierzy) transformacji Λμν, dostajemy transformacje na nasz rozważany tensor:

(10.2)

Dochodzimy do wniosku, że nasza metryka dla naszego badanego układu i wedle obliczeń (10.2) metryka (kwadrat różniczki interwału czasoprzestrzennego) przedstawia się według:

(10.3)

Ale w powyższym wzorze wyrażenie stojące się przy kwadracie promienia nazwijmy jako kwadrat różniczki pewnej funkcji:

(10.4)

A zatem naszą metrykę (10.3) wedle przedstawienia kwadratu różniczki pewnej funkcji (10.4) i wiedząc jeszcze, że naszej metryce występują funkcje Φ(r) i Λ(r), które są zależne od promienia r, zatem ostateczna forma naszej metryki, która ma kształt metryki Schwarzschilda z niewyznaczonymi jeszcze z naszymi funkcjami:

(10.5)

Naszym celem jest wyznaczenie funkcji Φ(r) i Λ(r) jako funkcje zależne tylko od promienia w układzie kulistym.

Macierz tensora metrycznego układu krzywoliniowego statyczno-sferycznej

[edytuj]

Macierz prosta i odwrotna tensora metrycznego w metryce statyczno-symetrycznej gwiazdy przedstawia się:

(10.6)
(10.7)

Ogólnie elementy 0,1,2,3 będziemy oznaczać przez nazwy odpowiednich zmiennych układu sferycznego i czasu, tzn. przez t,r,θ,φ.

Odległość radialna, czas, zmierzona energia cząstki

[edytuj]

Odległość radialną wedle (1.16) możemy policzyć z definicji interwału czasoprzestrzennego, gdzie za infinitezymalny czas i różniczek współrzędnych kątowych podstawiamy wartość zero, czyli , dostając wzór na odległość radialną:

(10.8)

Upływ czasu własnego wedle wzoru (1.15) w polu grawitacyjnym wyraża się w zależności od czasu współrzędnościowego wzorem:

(10.9)

Związek między czterowektorami pędu, a masą spoczynkową wyraża się wzorem (1.13), a dla cząstki ogólnie masowej, a w szczególności dla fotonu, oznaczając że jego energia wedle szczególnej teorii względności jest równa E=p0c, a energia zaobserwowana w układzie lokalnie płaskim jest wyrażona:

(10.10)
  • gdzie: jest to kwadrat długości pędu cząstki według jej długości przestrzennej (nie czasowej dla odróżnienia).

Na podstawie definicji (10.8) i definicji całkowitej energii cząstki poprzez kowariantny pęd cząstki pomnożonej przez prędkość światła, która jest wielkością stałą ze względu, że elementy tensora metrycznego (10.6) nie zależą od czasu, a więc energia cząstki jest zachowana na podstawie wzoru (8.36):


(10.11)

Bardzo daleko od źródła energia zaobserwowanego przez obserwatora jest napisana wedle wzoru (10.11), tzn. gdy założymy, gdy w układzie lokalnie inercjalnym zmierzymy energię: , czyli energia zarejestrowana przez układ lokalnie płaski jest równa prawdziwej energii posiadanej przez ciało dla r bardzo dużego praktycznie niekończonego.

Gdy rozważać będziemy fotony, czyli posiadających masę spoczynkowej równą zero, to energia fotonów wyemitowanych w miejscu określonym promieniem r jest napisana: , a jego energia określona w układzie lokalnie inercjalnym (układ lokalnie płaski) przedstawia się według wzoru :

(10.12)

Jeśli przedstawimy zamiast częstotliwości ν długość fali wedle wzoru , wtedy zależność między długościami fali fotonów wyemitowanych a zarejestrowanych przedstawia się:

(10.13)

Przesunięcie ku czerwieni między promieniowaniem wyemitowanym przez gwiazdę, a zarejestrowanym przez obserwatora lub przez detektor wyraża się:

(10.14)

Elementy tensora Christoffela

[edytuj]

Wyznaczmy wszystkie elementy tensora Christofela:

(10.15)
(10.16)
(10.17)
(10.18)
(10.19)
(10.20)
(10.21)
(10.22)
(10.23)
  • gdzie powyżej znak prim('), oznacza pochodną po r.

Pozostałe tensory Christoffela są równe zero.

Elementy tensora krzywizny

[edytuj]

Policzmy tylko potrzebne czterowskaźnikowe tensory krzywizny, przy czym elementy tensora krzywizny, które w sposób trywialny są równe zero pomijamy, bo są mało ciekawe, zatem:



(10.24)
(10.25)
(10.26)

(10.27)
(10.28)
(10.29)

Dalsze obliczenia tensorów krzywizny wynikającego z wcześniejszych obliczeń:

(10.30)
(10.31)
(10.32)
(10.33)
(10.34)
(10.35)
(10.36)
(10.37)
(10.38)
(10.39)
(10.40)
(10.41)

Następnym krokiem jest policzenie tensorów Ricciego:


(10.42)

(10.43)
(10.44)

(10.45)

Następnie policzymy skalar Ricciego:




(10.46)

Elementy tensora Einsteina

[edytuj]

Wyznaczmy tylko diagonalne elementy tensora Einsteina, ponieważ wszystkie pozadiagonalne jego elementy znikają, że względu na to, że elementy tensora Ricciego i elementy tensora metrycznego mają diagonalne wyrazy, tzn.: niediagonalne wyrazy znikają.



(10.47)

(10.48)


(10.49)



(10.50)

Statyczne równanie Einsteina z płynem doskonałym

[edytuj]

Wyznaczmy elementy czterowektorów prędkości dla statycznego sferycznego doskonałego płynu, przy czym pamiętając że elementy przestrzenne tego tensora są zawsze równe zero, a element czasowy jest natomiast różny od zera:

(10.51)
(10.52)

Wyznaczmy wszystkie diagonalne elementy tensora gęstości energii w płynie doskonałym wedle sposobu:

(10.53)
(10.54)
(10.55)
(10.56)

Elementy niediagonalne podwójnie kowariantnego tensora gęstości energii jak można udowodnić są równe zero ze względu na to, że metryka posiada tylko diagonalne elementy tensora metrycznego i elementy czterowektora prędkości przestrzenne są zawsze równe zero.

Metryka na zewnątrz kulistej masy

[edytuj]

Na zewnątrz kulistej masy mamy Tαβ=0, gęstość masy i ciśnienie w rozważanych punktach jest zaniedbywalnie małe, a zatem rozpatrzmy dwa równania wynikającego z równania tensorowego grawitacji Einsteina o dwóch takich samych wskaźnikach dolnych czasowych (tensor Einsteina jest zdefiniowany wedle (10.47) i radialnych (tensor Einsteina jest to wzór (10.48)), zatem nasze równania są w postaci:

(10.57)

W powyższym równaniu, w którym występują funkcję zależne od r, czyli Λ(r) i Φ(r), która tam występują pochodne pierwszego rzędu i na podstawie tego suma tych funkcji jest wielkością stałą niezależną od jakikolwiek parametru, zatem zachodzi:

Ponieważ rozpatrujemy początek układu współrzędnych w którym znajduje się nasza gwiazda, zatem ta nasza rozważana stała jest równa zero, zatem powinno mieć miejsce równość:

(10.58)

Obierzmy nową funkcję zależną od zmiennej r i zapisanej za pomocą parametru Λ i która ta funkcja jest zapisana wedle wzoru poniżej, i która jest zależna od promienia r od środka rozważanej gwiazdy:

(10.59)

Wyprowadźmy z równania (10.59) parametr Λ i wyznaczmy jego pochodną względem parametru współrzędnej radialnej r:

(10.60)

Z obliczeń (10.60) otrzymujemy pochodną parametru Λ względem jej argumentu czyli promienia sferycznego r, tzn. ona jest zależna od funkcji γ(r) i pochodnej funkcji γ(r) względem zmiennej r, a te funkcje natomiast zależą od promienia radialnego r, zatem ta nasza pochodna funkcji Λ(r) jest zapisana:

(10.61)

Rozpatrzmy równanie Einsteina (1.63), w której parametr κ jest zdefiniowany wedle sposobu (7.46), zatem równanie wspomniane w tym zdaniu jako pierwsze jest równaniem zapisywanej w postaci wzoru dla wskaźników dolnych czasowych naszego równania:

(10.62)

Po podstawieniu za Gtt wedle (10.47) i za Ttt wedle (10.53) w równaniu grawitacyjnym Einsteina dla wskaźników dolnych czasowych do (10.62), wtedy otrzymujemy tożsamość:

(10.63)

Ostatnie wyjściowe równanie pomnóżmy obustronnie przez wyrażenie r2, wtedy dostajemy równość z którego wyznaczymy wyrażenie związane z różniczkę funkcji γ(r) w zależności od różniczki promienia sferycznego r i gęstości gwiazdy panujące w odległości od środka masy przy tym samym promieniu co wcześniej:



(10.64)

Przecałkujmy obie strony ostatniego równania wynikowego względem promienia sferycznego r dla r>R i wiedząc, że zachodzi dla tego r (poza gwiazdą), tzn. ρ=0, zatem powinno dla jego całki zachodzić: , zatem funkcja γ(r), dla naszego rozważanego r>R jest funkcją stałą.

(10.65)

Korzystając z wyrażenia (10.60), wtedy do wyrażenia na Λ podstawiamy za funkcję γ(r), który jest wyrażeniem (10.65), wtedy funkcję e na podstawie już obliczonego wyrażenia na Λ przyjmuje bardzo prostą postać:

(10.66)

Wiedząc że zachodzi (10.58) (zależność na parametr Φ(r) w zależności od Λ(r)), a także ze wzoru na eksponens (10.66), którego wykładnikiem jest funkcja Λ(r), zatem w takim przypadku nasza metryka Schwarzschilda (10.5) przyjmuje bardzo prostą postać:

(10.67)
  • gdzie: i jest to promień Schwarzschilda, przy której prawa ogólnej teorii względności załamują się i taki obiekt staje się czarną dziurą, którego fotony lecące się z prędkością c, nie mogą pokonać grawitacji takiego obiektu, zatem nasza metryka Schwarzschilda jest zapisana:
(10.68)

Dla bardzo dużych odległości, tzn. r>>R, metryka powyższa przechodzi w coś podobnego do metryki słabego pola grawitacyjnego, wiedząc że: oraz z podstaw o teorii grawitacji Newtona, wiemy że (7.60):

(10.69)

co jest bardzo podobne do metryki słabego pola grawitacyjnego dla teorii grawitacji dla dużych odległości od źródła pola grawitacyjnego. Tylko jest mała różnica w trzecim składniku sumy w metryce (10.69). A wiec metryka Schwarzschilda dla dużych odległości od źródła pola grawitacyjnego zachowuje się prawie (z drobną różnicą powiedzianą wcześniej) jak metryka słabego pola grawitacyjnego pola Newtonowskiego.

Odległość radialna i czas własny w metryce Schwarzschilda

[edytuj]

Czas własny w polu grawitacyjnym wedle wzoru (10.9) na podstawie już obliczonych tensorów metrycznych, którego parametry grr=-eΛ i gtt=eΦ zawarte w macierzy tensora metrycznego (10.6):

(10.70)

Z powyższego rozważania, gdy rg=r wynika, że czas w polu grawitacyjnym w horyzoncie zdarzeń płynie nieskończenie powoli dla Δt skończonego. Odległość radialna w polu grawitacyjnym wedle wzoru (10.8) wedle już obliczonego parametru (10.66) wyraża się:

(10.71)

Z powyższego wzoru wynika, że dla r→ rg, ale r>rg, odległość radialna w polu grawitacyjnym jest nieskończenie duża względem układu lokalnie inercjalnego, którego odległość radialna współrzędnościowo jest skończona i wynosi Δ r. Widzimy, że czas (10.70) i odległość radialna (10.71), która jest mierzona przez obserwatora są równe czasowi i odległości współrzędnościowej dla bardzo dużego promienia współrzędnościowego.

Równania ruchu z płynem doskonałym

[edytuj]

Zachowawczość tensora gęstości energii jest spełniona, gdy (1.60) rozpiszemy go z definicji pochodnej kowariantnej tensora energii-napięć:

(10.72)

Z diagonalizacji tensora gęstości energii, a także dla α≠ r, wynika, że powyższe prawo jest spełnione tożsamościowo, bo dla tych przypadków elementy tensora, który opisuje prawą stronę równania tensorowego (10.72) tożsamościowo są równe zero, ale dla przypadku α=r już tak nie jest, zatem zachodzi na podstawie takiego samego wspomnianego równania dla tego α:



(10.73)

Po przekształceniach równości (10.73), wtedy dochodzimy do wniosku, że funkcja w nawiasie we wspomnianej równości jest zawsze równa zero, zatem w tak otrzymanym wyrażeniu przenosimy w nim składniki w tym równaniu na przeciwne strony:

(10.74)

Powyższe równanie opisuje, że jeśli mamy zmianę ciśnienia w zależności od promienia r, to możemy obliczyć funkcję Φ, zakładając jej ciągłość dla granicy r=R, bo rozwiązanie dla r>R dla funkcji Φ jest już znane.

Wnioski wynikające z równania Einsteina

[edytuj]

Z równań tensorowych grawitacji Einsteina możemy napisać tylko dla wskaźników dolnych erowych i otrzymać następne inne równanie różniczkowe niż (10.74):

(10.75)

Podstawiamy za Grr (10.48) i za Trr (10.54) do naszego równania grawitacji (10.75) dla obu wskaźników radialnych dolnych, które po tej operacji otrzymujemy tożsamość zapisaną:

.
(10.76)

Wedle końcowego równania (10.64) możemy przestawić funkcję γ(r), którego jest zależna od promienia gwiazdy R, którą to funkcję γ(r) przestawimy w zależności od masy gwiazdy zawarta w promieniu mniejszym niż r:

(10.77)

Mając równanie (10.66) na funkcja eksponesu funkcji Λ i podstawiając do niego wzór (10.77), wtedy nas wspomniany eksponens funkcji Λ(r) wygląda wedle:

(10.78)

Przekształcamy nasze równanie Einsteina (10.76), tak by mieć w jednym miejscu funkcję Λ, by potem łatwo można by było podstawić eksponens funkcji Λ:

(10.79)

Podstawmy do równania (10.79) wyrażenie na eΛ napisane w punkcie (10.78), którą jest funkcją tylko promienia od środka gwiazdy, które pod to podstawienie przygotowaliśmy nasze wspomniane równanie:


(10.80)

Z końcowych równanań (10.80) i z (10.74) i mając jakieś prawa równowagi danej gwiazdy statycznej możemy wyznaczyć Φ(r), p(r) i m(r), a na samym koniec obliczyć gęstość gwiazdy w zależności od jej promienia.