Взаимное притяжение тел, действующее на все объекты во Вселенной. Согласно классическому закону всемирного тяготения. Ньютона, все тела притягиваются друг к другу с силой, пропорциональной их массам и обратно пропорциональной квадрату расстояния между ними; она не зависит от других свойств тел.
Интерес к проблеме гравитации возник задолго до Ньютона. В IV в. до н. э. Аристотель утверждал, что все тела падают, потому что они стремятся к центру Вселенной, а этим центром является Земля. При этом считалось, что чем тяжелее тело, тем быстрее оно падает. Такое представление продержалось около 2 тысячелетий и было опровергнуто в результате опытов Г. Галилея со свободным падением тел. Галилей доказал, что если освободиться от сопротивления воздуха, то все тела упадут на Землю с одинаковым ускорением. Большой вклад в развитие идей о всемирном тяготении внесло открытие И. Кеплером законов движения планет. Все эти факты подготовили почву для открытия И. Ньютоном
закона всемирного тяготения в 1685 г. Этот закон, а также сформулированные Ньютоном три основных принципа механики: закон инерции, закон пропорциональности ускорения действующей силе и обратной пропорциональности массе и закон равенства действия противодействию — легли в основу современной классической, или, как часто говорят, ньютоновой, механики.
Всемирное тяготение пронизывает всю Вселенную. Под его действием движутся планеты вокруг Солнца, взаимодействуют галактики, конденсируются частицы в космическом пространстве, образуя звезды, движутся искусственные спутники и другие космические аппараты. Под воздействием этой же силы происходят геотектонические процессы на Земле и других планетах, формируется лик Земли и планет, идут метеорологические процессы (см. Гравиметрия).
Но при всей строгости ньютоновой теории тяготения существовала трудность с объяснением механизма тяготения. Каким образом гравитационное взаимодействие передается мгновенно на любые расстояния?
В течение
В течение двух веков физики обсуждали два типа механизмов, объясняющих гравитацию: с помощью эфира и с помощью корпускул. Однако эти объяснения не выдерживали серьезной критики.
В 1916 г. немецкий физик А. Эйнштейн опубликовал работу, в которой он изложил новую теорию гравитации, названную им общей теорией относительности. Эта теория не требует объяснения принципа дальнодействия, а вместе с тем не нуждается ни в эфире, ни в корпускулах.
В общей теории относительности существенную роль играет так называемый принцип эквивалентности. Смысл его заключается в том, что, сообщив наблюдателю некоторое постоянное ускорение, можно полностью имитировать поле тяготения.
Более строго принцип эквивалентности формулируется следующим образом. Как известно, во второй закон механики Ньютона F = mИа, где F — сила, а а — ускорение, входит коэффициент mИ, называемый инертной массой. Он характеризует степень инерции тела, т.е. способность тела сопротивляться внешнему воздействию, которое изменяет его состояние движения. В закон всемирного тяготения Ньютона F = -GmT1mT2/r2, где G — гравитационная постоянная, mT1mT2—массы притягивающихся тел, а r — расстояние между ними, входит величина Т. Она характеризует способность тела притягивать к себе другие тела и называется тяготеющей массой. Таким образом, принцип эквивалентности означает, что для любого тела mИ = mТ, т.е., масса инертная равна массе тяготеющей.
Исходя из этих предпосылок, Эйнштейн и получил свои уравнения для описания гравитационного поля. Уравнения эти весьма сложны, Они позволяют интерпретировать гравитацию как поле искривления пространства. В пустоте, т.е. при отсутствии материальных тел, пространство-время Эйнштейна совпадает с обычным трехмерным евклидовым пространством и подчиняется всем теоремам геометрии Евклида. Но в присутствии материальных тел пространство-время искривляется, причем чем ближе к телу и чем больше его масса, тем искривление больше.
Гравитационное поле точечной массы обладает в теории Эйнштейна так называемой ловушечной поверхностью. Это такая поверхность, охватывающая притягивающие массы, достигнув которой любое тело, обладающее массой, притягивается к центральной массе с такой силой, что неизбежно падает на нее. Радиус г8 такой поверхности называется гравитационным радиусом. Если гравитационный радиус больше геометрических размеров тела, то ни одна материальная частица не может покинуть это тело. Таким образом, если размеры какой-нибудь звезды по тем или иным причинам становятся меньше гравитационного радиуса, ничто, в том числе и излучение, не может покинуть звезду. Такие звезды называются черными дырами.
Теория Эйнштейна дала правильный количественный результат для ряда эффектов, необъяснимых с точки зрения теории Ньютона. Таковы эффект искривления луча света вблизи тяготеющей массы, эффект движения перигелия Меркурия и эффект красного смещения спектральных линий излучения звезд под действием тяготения.
Эйнштейн не считал свою теорию завершенной и искал ее обобщения. Сейчас попытки ее обобщений основаны на поисках единой теории поля. Исходным пунктом этих обобщений является предположение о существовании некоего праполя, порождающего все элементарные частицы и их поля, в том числе и поле тяготения.
