Gravitace jepřírodní jev, který se projevuje jako vzájemné přitažlivé působení (interakci) všech objektů, které majíhmotnost neboenergii.Gravitační pole je prostor kolem objektu, ve kterém se gravitace projevuje. Protože dosah gravitace je teoretickynekonečný, za hranici gravitačního pole se obvykle považuje místo, kde její působení přestává být měřitelné. Běžně pozorovatelným důsledkem gravitaceZemě jetíha hmotných předmětů.
V klasické fyzice je gravitace univerzálnípravágravitačnísíla, popsanáNewtonovým gravitačním zákonem, podle kterého se dvětělesa vzájemně přitahují úměrně jejich hmotnosti a vzdálenosti, pro kterou platí zákon superpozice (nezávislého skládání gravitačních sil od více objektů). Tento popis je pouzeaproximativní (přibližný), ale mimo velmi vysoké hmotnosti a pro rychlosti malé v porovnání s rychlostí světla je nepřesnost zanedbatelná. Pro svou jednoduchost má stále široké praktické využití.
Ekvivalence zrychlení a gravitace: míček ve zrychlující raketě setrvačností padá stejně jako tíhou na povrchu Země
Vobecné teorii relativity (OTR) je gravitace vysvětlena zakřivenímčasoprostoru. Toto zakřivení vzniká přítomností hmoty a energie a projevuje se např. tím, že součet úhlů v trojúhelníku nemusí být 180°, nebo tím, že lokálně nejrovnější čáry –geodetiky nejsou na rozdíl od přímek vždy „rovné“. Pohyb těles v gravitačním poli probíhá po geodetikách tak, že jejich sklon k časové ose udává rychlost tělesa. Geodetiky bývají často v populární literatuře označovány za nejkratší spojnice, což však není pravda vždy. Pro slabá gravitační pole dává OTR stejné předpovědi jakoNewtonova teorie gravitace.
Představa zakřiveného prostoru často vzbuzuje dojem, že křivý prostor je vložen do vícerozměrného rovného prostoru. Matematický popis OTR však takové vložení nepotřebuje. Vlastnostičasoprostoru jsou určeny tak, že je v každém jeho bodě definovánmetrický tenzor a takto vymezeno tzv.metrické pole.Metrický tenzor je soubor desetibezrozměrnýchgeometrickýchveličin, který určujímetriku v daném prostoru, tzn. způsob, jakým se v dané části prostoru počítají zobecněné vzdálenosti –intervaly – mezi body časoprostoru –událostmi. Studiemmetrických prostorů se zabývádiferenciální geometrie, která umožňuje charakterizovatzakřivení daného prostoru pomocí změn metrického tenzoru.
Einsteinovi se na základě předpokladu o rovnostisetrvačné agravitační hmotnosti podařilo spojit zakřivení prostoročasu s přítomnostíenergie (a takéhmoty) pomocíEinsteinových rovnic (ER).Řešením Einsteinových rovnic se získají metrické tenzory v jednotlivých bodech, čímž je určeno zakřivení časoprostoru.
Z OTR plynou některé kvalitativně nové jevy. Jedním z nich je existence šíření změn gravitačního pole –gravitačních vln, které se pohybujírychlostí světla. Gravitační vlny vyzařuje například dvojice těles, které se navzájem obíhají. Existují minimálně dva přístroje na jejich odhalení, americkéLIGO a italskéVIRGO. Oběma už se podařilo gravitační vlny zachytit.[2][3][4][5] Projevy vyzařování gravitačních vln jsou také měřeny vbinárníchhvězdných systémech. Nejznámějšívesmírnou laboratoří je podvojnýpulzar PSR 1913+16, ve kterém se naměřilo zkracováníoběžné doby o 7,6×10−5s zarok, což velmi přesně odpovídá předpovědi OTR.
Dalším zcela novým jevem je existencehorizontů událostí, tedy ploch, které lze překročit jen v jednom směru a neexistuje žádný dosud známý fyzikální mechanismus, který by umožňoval získávat informace z jejich druhé strany. To zahrnuje existencičerných děr a kosmologických horizontů událostí.
Obecná teorie relativity také předpovídá zakřivování drahpaprskůsvětla, což vede ke vznikugravitačních čoček. Ty jsou dnes dobře známým jevem projevujícím se jak na měřítkách jednotlivých hvězd, tak na měřítkáchkup anadkup galaxií. Využívají se při mnoha pozorováních, mj. např. k detekci přítomnostitemné hmoty.
Pro slabá gravitační pole přechází OTR k předpovědím shodným s Newtonovou teorií gravitace. Jednou z nejznámějších oprav k Newtonově teorii je stáčeníperihelia drahplanet, což byl jeden z nevysvětlených jevů, jehož objasnění je jedním z významných úspěchů OTR. Stáčení je nejvíce patrné u planet blíže k centrálnímu tělesu, proto je veSluneční soustavě nejlépe pozorovatelnéstáčení dráhy Merkuru.
Geometrickou interpretaci gravitačního působení lze převést do polní formy v plochém časoprostoru. Mezi její zastánce patřil napříkladRichard Feynman[6][7]. V měřitelných předpovědích u slabých polí je obecné teorii relativity ekvivalentní[8] a u silných polí neobsahuje singularity.
Kvantová teorie pole (KTP) nezahrnuje gravitaci, protože se to zatím nikomu nepodařilo, ačkoli se o to fyzikové snaží již desítky let. Gravitace je od ostatních přírodních sil natolik odlišná, že je neslučitelná se současnou KTP. Nicméně se běžně zavýměnnou částici považuje zatím neobjevenýgraviton sespinem 2.
Gravitace mezi hmotnými objekty je působení přitažlivé. Je to prokázáno pro částice běžné hmoty a pro silové pole elektromagnetické (např. zakřivování paprsků světla) a silné interakce (odpovědné např. za významnou část hmotnostihadronů), teoretické úvahy opodstatňují postulovanou univerzálnost přitažlivosti i pro ostatní druhy látky a polí.[pozn. 1]
Podle této teorie vychází gravitace z materializace informace. Gravitační impuls je genrován vždy, když dojde ke kolapsu vlnové funkce a částice se zhmotní na určitém místě (sptexelu - pixelu v časoprostoru). Tento sptexel je následně z časoprostoru odebrán a okolní prostor se zakřiví tak, aby prázdné místo zaplnil. Zaplnění/zakřivení se pak kaskádovitě šíří dále rychlostí světla.
Vteorii strun je graviton jen jedním konkrétním druhem vibracestruny. Gravitační pole je potom spojeno se zakřivenímčasoprostoru pomocí ztotožnění struktury časoprostoru s obrovským množstvím podobně (koherentně) vibrujících strun. Časoprostor se tedy dá představit jako tkanina zhotovená ze strun. Gravitace je pak totožná se zakřivením této tkaniny.
Homogenní gravitační pole je způsob zjednodušeného matematického popisu gravitačního pole, při kterém je gravitační síla ve všech místech polestejná (velikost i směr). Homogenní gravitační pole je vhodným přiblížením tehdy, pokud se v oblastech pole, v nichž sledované děje probíhají, příliš nemění velikost ani směr intenzity gravitačního pole (tedy např. gravitační pole Země uvnitř jedné místnosti o rozměrech v řádu jednotek metrů).
Homogenní gravitační pole je tedy vhodné k popisu pohybů v blízkosti povrchu velkých vesmírných těles, tj. jsou-litrajektorie sledovaných těles malé ve srovnání s jejich velikostí. Potenciální energii tělesa, jež se nachází v homogenním gravitačním poli, lze vypočítat:
kdem značí hmotnost tělesa pohybujícího se v gravitačním poli,g jeintenzita gravitačního pole (tedyzrychlení polem působené) ah je výška měřená ve směru působení gravitačního pole.
U rotujících vesmírných těles, popisujeme-li děje v soustavě spojené s daným místem na jejich povrchu (např.šikmý vrh), je vhodnějším přiblíženímtíhové pole, zohledňující isetrvačné odstředivé síly.
Radiální (centrální) gravitační pole je druh gravitačního pole, při kterém směr gravitační síly ve všech místech pole míří stále dojednoho bodu –středu, přičemž všechny body nacházející se nakulové ploše, která má střed vtěžišti tělesa, majíintenzitu gravitačního pole o stejné velikosti.
Centrální gravitační pole je idealizovaný případ, který se teoreticky vyskytuje pouze u osamělých (tedy velmi vzdálených od jiných zdrojů gravitace)hmotných bodů, těles s kulovou symetrií a nerotujícíchčerných děr. V praxi jakékoliv nesymetrické rozloženíhmot může vyvolávat jemné směrové odchylky. Obvykle je to ale velmi dobráaproximace gravitačního pole např. kolemplanet,Slunce,hvězd a jiných přibližně kulových těles ve většíchvzdálenostech od nich.
Aproximace gravitačního pole pomocí radiálního pole je vhodná v případech, kdytrajektorie pohybu je velká a dostatečně vzdálená od zdroje gravitačního pole.
Působení sféricky symetrického tělesa lze ekvivalentně nahradit ve výpočtech podle Newtonových zákonů hmotným bodem, umístěným v jeho středu.
Z přesného mapování pohybusond naoběžné dráze kolemplanety pomocí měřenídopplerovského posunufrekvence signálu vysílaného sondou lze určit lokální změny v gravitačním poli planety, které souvisejí s nerovnoměrným rozdělením hmoty na planetě (vtopografii, podpovrchových strukturách vkůře, anomáliích vplášti či přímo spojenými sjádrem planety). Pozorovatelnost signálu libovolné struktury roste s její velikostí a klesá s hloubkou pod povrchem planety (podobně jako u tzv.skin efektu). Ze zaznamenaných lokálních variací v radiálnímgravitačním zrychlením lze zpětně usuzovat na vnitřní strukturu planety:
uMarsu aMěsíce se za předpokladu dané průměrné mocnostikůry daří namodelovat její globální strukturu
uZemě aVenuše lze z dlouhovlnné charakteristiky gravitačního pole odhadnout parametrypláště
v budoucnosti bude zřejmě možná uMerkuru dokonce přímá analýza rozhraní mezipláštěm ajádrem, díky faktu, žepoloměr jádra Merkuru je asi celých 0,8 poloměru planety
Znalost přesného tvaru gravitačního pole dané planety (především pakZemě) má předevšímtechnický význam.
Zajímavostí gravitačního pole Země je to, že tíhové zrychlení roste s hloubkou i několik kilometrů pod jejím povrchem. Je to způsobeno tím, že povrchové vrstvy mají nižší hustotu než jádro. To měřením zjistilGeorge Biddell Airy už v 1. polovině 19. století. Pokud by byla Země homogenní koulí, tíhové zrychlení by lineárně klesalo s hloubkou.
Výsledná tíhová síla je určena jakovýslednice gravitační síly a odstředivé síly, tzn.
Výsledná tíhová síla obecně nesměřuje do středu Země. Vzhledem k tomu, žeúhel mezi gravitační a odstředivou silou závisí nazeměpisné šířce, závisí na ní také tíhová síla (a to jak její velikost, tak i její směr).
Tíhové zrychlení je zrychlení, které tělesům uděluje tíhová síla. Tíhová síla (a tedy i tíhové zrychlení) nám určují svislý směr, např. závaží zavěšené na provázku se ustálí právě ve směru působení tíhové síly.
Tíhové zrychlení je závislé nazeměpisné šířce anadmořské výšce. V naší zeměpisné šířce je hodnota tíhového zrychleníg = 9,81ms−2.
Pokud jetrajektorie pohybu tělesa dostatečně malá a lze zanedbat změnyvektoru tíhového zrychlení v dané oblasti (a to jak rozdíly ve velikosti tak i směru), pak lze pracovat shomogenním tíhovým polem. Postup je stejný jako v případě homogenního gravitačního pole.
↑Teorie sice připouští i možnost, že částice s antičásticí se mohou vzájemně gravitačně odpuzovat, zahrne-li se do teorie principCPT symetrie, vzhledem k zanedbatelnému výskytu antihmoty a slabosti gravitační interakce nejsou případné důsledky pozorovatelné; experimentální vyloučení by měly poskytnout experimenty AEGIS, ALPHA-g a GBAR, prováděné v Evropské organizaci pro jaderný výzkum (CERN).[9][10][11]
↑CARPINETI, Alfredo. Gravitational Waves Have Been Detected For The First Time.IFLScience [online]. 2016-02-11 [cit. 2016-02-11].Dostupné v archivu pořízeném dne 2016-02-13.
↑LÁZŇOVSKÝ, Matouš. Čtvrtek navždy změnil náš pohled na vesmír. Vědci zachytili gravitační vlny.Technet.cz [online]. 2016-02-11 [cit. 2016-02-12].Dostupné online.
↑WAGNER, Vladimír. Další kolize černých děr zaznamenaná pomocí gravitačních vln.OSEL.cz [online]. 28. září 2017.Dostupné online.ISSN1214-6307.
↑WAGNER, Vladimír. První detekce gravitačních vln ze splynutí neutronových hvězd.OSEL.cz [online]. 16. říjen 2017.Dostupné online.ISSN1214-6307.
↑ÁLVAREZ, Juan Ramón González. General Relativity as Geometrical Approximation to a Field Theory of Gravity.vixra.org [online]. 2012-03-10.Dostupné online. (anglicky)
↑BARYSHEV, Yurij V. Field Theory of Gravitation: Desire and Reality.arXiv:gr-qc/9912003 [online]. 1999-12-01.Dostupné online. (anglicky)
