Координаты точки в пространстве
Координаты точки в пространстве
Всем отлично понятно, что положение точки в пространстве можно обрисовать 3-мя числами, либо координатами. К примеру, можно сказать, что некоторая точка в комнате находится в 7 футах от одной стенки, в 3-х футах от другой и на высоте 5 футов над полом. Либо мы можем указать точку, задав ее географические широту и долготу, также высоту над уровнем моря (рис. 9).
Рис. 9. Координаты в пространстве.
Говоря, что место имеет три измерения, мы подразумеваем, что положение точки в нем можно передать при помощи 3-х чисел — координат. Если мы введем в наше описание время, то получим четырехмерное место время.
Можно использовать любые три подходящие координаты, но любая система координат имеет ограниченную область внедрения. Не очень то комфортно определять положение Луны относительно центра Лондона — столько то миль на север и столько то к западу от площади Пиккадилли и на столько то футов выше уровня моря. Заместо этого можно задать положение Луны, указав ее расстояние от Солнца, удаление от плоскости планетных орбит, также угол меж прямой Луна—Солнце и линией, соединяющей Солнце с наиблежайшей к нам звездой, Проксимой Центавра. Но даже эти координаты не в особенности комфортны для указания местоположения Солнца в нашей Галактике либо самой Галактики в Местной группе галактик. По сути Вселенную можно обрисовывать в определениях собственного рода перекрывающихся «заплат». В границах каждой заплатки для задания положения точки правомерно использовать свою систему координат.
В пространстве времени теории относительности хоть какое событие — другими словами нечто случающееся в определенной точке места в определенное время — можно задать 4-мя координатами. Выбор координат снова таки произволен: можно использовать любые три верно данные пространственные координаты и хоть какой метод измерения времени. Но в теории относительности нет принципного различия меж пространственными и временными координатами, как нет его меж хоть какими 2-мя пространственными координатами. Можно избрать новейшую систему координат, в какой, скажем, 1-ая пространственная координата будет некоторым сочетанием прежних первой и 2-ой пространственных координат. К примеру, положение точки на Земле можно было бы выразить не расстоянием в милях к северу и к западу от площади Пиккадилли, а, скажем, расстоянием к северо востоку и к северо западу. Аналогично можно использовать новейшую временн у ю координату, задав ее как старенькое время (в секундах) плюс расстояние (в световых секундах) к северу от площади Пиккадилли.
Другое известное следствие теории относительности — эквивалентность массы и энергии, выраженная известным уравнением Эйнштейна Е = тс 2 (где Е— энергия, т — масса тела, с — скорость света). Ввиду эквивалентности энергии и массы кинетическая энергия, которой вещественный объект обладает в силу собственного движения, наращивает его массу. Другими словами, объект становится сложнее разгонять.
Этот эффект существенен только для тел, которые передвигаются со скоростью, близкой к скорости света. К примеру, при скорости, равной 10% от скорости света, масса тела будет всего на 0,5% больше, чем в состоянии покоя, а вот при скорости, составляющей 90% от скорости света, масса уже более чем в два раза превзойдет нормальную. По мере приближения к скорости света масса тела возрастает все резвее, так что для его ускорения требуется больше энергии. Согласно теории относительности объект никогда не сумеет достигнуть скорости света, так как в этом случае его масса стала бы нескончаемой, а в силу эквивалентности массы и энергии для этого потребовалась бы нескончаемая энергия. Вот почему теория относительности навечно обрекает хоть какое обыденное тело двигаться со скоростью, наименьшей скорости света. Только свет либо другие волны, не имеющие своей массы, способны двигаться со скоростью света.
Теория относительности, выдвинутая Эйнштейном в 1905 г., именуется «специальной» либо «частной». Она очень удачно растолковала неизменность скорости света для всех наблюдателей и обрисовала явления при движении со скоростями, близкими к скорости света, но оказалась несовместима с теорией тяготения Ньютона.
Теория Ньютона говорит, что в хоть какой момент тела притягивают друг дружку с силой, которая находится в зависимости от расстояния меж ними в это время. Как следует, если кто то переместит одно из тел, сила притяжения поменяется одномоментно.
Если б, скажем, Солнце в один момент пропало, то согласно теории Максвелла Земля не погружалась бы во мрак еще 8 минут (конкретно столько требуется солнечному свету, чтоб достигнуть нас). Но по теории Ньютона Земля, освободившись от притяжения Солнца, сошла бы с орбиты немедля. Таким макаром, гравитационный эффект исчезновения Солнца достигнул бы нас с нескончаемой скоростью, а не со скоростью света либо медлительнее, как предугадывает особая теория относительности.
Меж 1908 и 1914 гг. Эйнштейн предпринял огромное количество неудачных попыток примирить теорию тяготения со специальной теорией относительности. В конце концов, в 1915 г ., он предложил еще больше революционную доктрину, известную сейчас как общая теория относительности.