relativnostna teorija, fizikalna teorija za opis pojavov v hitro gibajočih se sistemih; sestavljata jo posebna relativnostna teorija (oz. specialna relativnostna teorija) in splošna relativnostna teorija. Njene temelje so postavljali številni teoretični in eksperimentalni fiziki, združil pa jih je A. Einstein, ki je 1905 objavil posebno relativnostno teorijo, 1916 pa kot njeno nadaljevanje še splošno relativnostno teorijo.
Posebna relativnostna teorijaje razširitev Newtonove mehanike za enakomerna gibanja, katerih hitrost ni majhna v primerjavi s hitrostjo svetlobe, in v prostoru, kjer ni velikih teles z močnimi gravitacijskimi polji. Vpelje opazovalni sistem, ki vsebuje koordinatni sistem in ure za merjenje časa. Inercialni opazovalni sistem je sistem, ki ni pospešen, tj. miruje ali se giblje z enakomerno hitrostjo. Temelji na dveh osnovnih, Einsteinovih načelih. Načelo relativnosti pravi, da imajo zakoni narave v vseh inercialnih sistemih enako obliko, zato so si vsi sistemi med seboj enakovredni. Opazovalec znotraj enakomerno gibajočega se (nepospešenega) sistema (npr. Zemlje v vesolju) ne more določiti hitrosti gibanja. Vsi mehanski poskusi potekajo popolnoma enako v mirujočem ali v enakomerno gibajočem se laboratoriju. Njegovo relativno gibanje lahko opiše le glede na gibanje drugih sistemov. Načelo o hitrosti svetlobe pravi, da je hitrost svetlobe v vakuumu c v vseh inercialnih sistemih enaka. Po postavitvi Maxwellovih enačb (1873) so fiziki verjeli, da lahko izmerijo relativno gibanje Zemlje v absolutno mirujočem etru, tj. v hipotetičnem mediju, po katerem naj bi se širila svetloba. Poskus, ki ga je 1881 opravil A. A. Michelson, je pokazal, da je svetlobna hitrost neodvisna od hitrosti gibanja svetlobnega izvora in je za dva opazovalca, ki se gibljeta v nasprotni smeri, vedno enako velika. Ta spoznanja je bilo v mehaniko mogoče uvesti le z relativizacijo prostora in časa, ki v relativnostni teoriji izgubita svoj absolutni značaj. Odvisna sta od gibanja sistema, v katerem veljata, tj. od njegove hitrosti in drug od drugega. Posebna relativnostna teorija omogoča posploševanje relativističnih načel na vse fizikalne zakone znotraj sistemov, ki se enakomerno giblje glede na druge sisteme: fizikalni procesi se v vseh takšnih sistemih odvijajo popolnoma enako. Matematični opis prehoda med opazovalnimi sistemi predstavlja Lorentzova transformacija. Ta se, kadar so hitrosti gibanja majhne v primerjavi s svetlobno hitrostjo, poenostavi in preide v Galilejevo transformacijo, ki ustreza nazorni predstavi: v njej je čas absoluten, hitrosti se seštevajo. Da sta prostor in čas povezana in odvisna od gibanja, pride do izraza, ko postanejo hitrosti teles primerljive s hitrostjo svetlobe. Mirujoč opazovalec, ki opazuje razmere v drugem, gibajočem se sistemu, zazna več nenavadnih pojavov. Bližajoče telo se mu zdi krajše, kakor ga izmeri opazovalec, ki se giblje s telesom (Lorentzovo skrčenje ali kontrakcija dolžin). Časovni potek dogodkov v drugem sistemu je zanj počasnejši kakor v njegovem sistemu; npr. ura v gibajočem se sistemu teče počasneje (podaljšanje ali dilatacija časa). Relativistična masa telesa se z naraščajočo hitrostjo povečuje in bi pri hitrosti svetlobe postala neskončno velika (mirovna masa). Zato je svetlobna hitrost v vakuumu c za vsa telesa z maso nedosegljiva, dosežejo jo le elektromagnetni signali. Je naravna konstanta in je neodvisna od smeri in hitrosti gibanja svetlobnega izvira. Iz posebne relativnostne teorije sledi temeljni izrek o ekvivalenci mase in energije, po katerem se masa m lahko spremeni v energijo E in nasprotno. Dejstvo opisuje enačba E = m · c2, na kateri temeljijo številne jedrske reakcije. Zaradi povezave med časom in prostorom posebna relativnostna teorija uvede štiridimenzionalni prostor (prostor-čas). V njem vsaka točka ustreza dogodku s štirimi koordinatami (čas in tri krajevne koordinate), ki mu priredimo štirirazsežni vektor oz. četverec (svetovni četverec). Zaporedje dogodkov oz. proces opiše v prostoru-času štiridimenzionalno krivuljo svetovnico. Za izbrani dogodek se prostor-čas razdeli na tri dele. Prvi del sestavlja mejna ploskev, t. i. svetlobni stožec, ki povezuje točke, do katerih bi dospela svetloba, izsevana v izbranem dogodku. Med njimi je razmik svetlobnega tipa. Notranjost svetlobnega stožca predstavljajo pojavi, ki so lahko v vzročni zvezi z izbranim dogodkom in so v razmiku časovnega tipa. Dogodki v razmiku krajevnega tipa sestavljajo zunanjost svetlobnega stožca in z izbranim dogodkom ne morejo imeti vzročne povezave. Napovedi posebne relativnostne teorije so na razl. načine eksperimentalno potrjene, npr. z merjenjem hitrosti elektronov, z merjenjem razlike med maso posameznih delcev in maso sistema delcev ali z merjenjem razpadnega časa hitrih osnovnih delcev, npr. mionov iz kozmičnega sevanja. Ti dosežejo površje Zemlje le zato, ker je (za opazovalca na Zemlji) zaradi njihove velike hitrosti njihov razpadni čas znatno daljši kakor ga imajo v mirovanju, v tem času pa v atmosferi Zemlje preletijo daljšo pot.
Splošna relativnostna teorijaje nadgraditev posebne relativnostne teorije; opisuje tudi gibanje pospešenih sistemov in gravitacijskega polja (gravitacija). Temelji mdr. na načelu o ekvivalentnosti, ki govori o (s poskusi potrjeni) enakosti vztrajnostne in težnostne mase; telo se giblje enako v nepospešenem opazovalnem sistemu v gravitacijskem polju kakor tudi v pospešenem sistemu brez gravitacijskega polja. Opazovalec po tem načelu s poskusom ne more ugotoviti, ali je v gravitacijskem (težnem) polju (npr. Zemljinega privlaka) ali v pospešenem sistemu (npr. padajočem dvigalu). V posebni relativnostni teoriji je prostor raven (sebi prepuščena telesa se gibljejo premočrtno in enakomerno) in neevklidičen (kvadrat razmika med dogodkoma je lahko negativen). V splošni relativnostni teoriji je lahko gibanje delca zakrivljeno. To vodi do predstave o ukrivljenem prostoru, ki ga opisujejo z Riemannovo geometrijo. Telo velike mase (npr. zvezda) spremeni prostor v svoji okolici, kar lahko opazijo po odklonu svetlobe ali radijskih valov z zvezd ob prehodu mimo Sonca. Splošna relativnostna teorija je s poskusi le delno preverjena oz. potrjena. Najbolj znani poskusi so (poleg omenjenega odklona svetlobe) vrtenje perihelija (oz. tirnice) planeta Merkurja, relativistični rdeči premik, sprememba frekvence svetlobe v težnostnem polju Zemlje, ki so jo dokazali z Mößbauerjevim pojavom. Čeprav so tudi druge teorije gravitacijskega polja, številni poskusi nakazujejo prednosti splošne relativnostne teorije, ki vse bolj postaja osnova sodobne kozmologije.
Kratek pregled: relativnostna teorija Pojem ‘relativnostna teorija’ je nenatančen, govoriti bi morali pravzaprav o relativnostnih teorijah, ker imamo dve, obe pa sta nastali v razmiku nekaj let. Njun avtor je Albert Einstein. Posebna relativnostna teorija (1905) obravnava posledice, ki izhajajo iz tega, da absolutnega gibanja v prostoru ne moremo zaznati. Splošna relativnostna teorija (1916) pa trdi, da učinka pospeška ne moremo ločiti od težnostnega polja. To je zato pravzaprav teorija gravitacije. Izhodiščna točka je odkritje, do katerega sta prišla Albert A. Michelson in Edward W. Morley, da ima hitrost svetlobe v vsakem opazovalnem sistemu isto vrednost c. Tudi merilnik, ki sledi svetlobnemu žarku (skoraj) s svetlobno hitrostjo, bi izmeril hitrost svetlobe c, tudi če bi miroval. To eksperimentalno potrjeno dejstvo je za normalno predstavo nepojmljivo. Ustrezno tuje so posledice in sklepi, ki iz tega sledijo. Mirujoč opazovalec, ki opazuje procese v hitro gibajočem se laboratoriju, bo ugotovil, da laboratorijska ura glede na njegovo kasni (dilatacija časa), da se metrska palica, obrnjena v smer gibanja, v primerjavi z njegovo lastno skrajša (kontrakcija dolžin) in da se vsak kilogram laboratorijske mase v primerjavi z njegovo maso poveča. Vsi ti pojavi pridejo do izraza šele, ko se laboratorij zelo hitro premika (glede na svetlobno hitrost c, ki znaša 299,792.458 km/s). Posebna relativnostna teorija je posledica končnosti in konstantnosti svetlobne hitrosti. Če dve vesoljski ladji letita druga mimo druge in se vsaka glede na Zemljo giblje s hitrostjo 8 km/s (kar lahko izmerimo npr. z radarjem), se gibljeta z relativno hitrostjo skoraj 16 km/s druga proti drugi. Če ladji in zemeljska postaja merijo hitrost svetlobe s Sonca, dobijo vse tri isti rezultat. Ladji torej ne izmerita drugačne vrednosti, iz katere bi npr. mogli izračunati njune hitrosti. To pomeni, da hitrosti ni več mogoče preprosto seštevati. Relativna hitrost ene ladje glede na drugo je zato manjša od vsote hitrosti obeh ladij glede na Zemljo (16 km/s). Michelson in Morley sta s svojim poskusom hotela izmeriti hitrost gibanja Zemlje glede na eter, tj. domnevno snov, po kateri se širi svetloba. Sestavila sta interferometer, ki vpadni curek svetlobe s polprepustnim zrcalom razdeli na dva med seboj pravokotna curka, ki se na dveh zrcalih odbijeta in na plošči seštejeta. Pri tem nastane interferenčna slika. Interferometer sta postavila tako, da je svetloba iz izvira v interferometer vstopila pravokotno na smer gibanja Zemlje, nato sta ga zasukala za pravi kot in je svetloba vstopila vzporedno s smerjo gibanja. V prvem primeru bi zaradi domnevno različne hitrosti svetlobe v različnih smereh med obema delnima curkoma 1 in 2 nastala časovna razlika Δt. Zaradi te razlike bi nastala ustrezna interferenčna slika. Po zasuku bi se časovna razlika spremenila, z njo pa tudi interferenčna slika. Če bi svetloba res potovala po mirujočem etru, bi se moral interferenčni vzorec premakniti. Takšnega premika pa niso opazili. Iz tega so domnevali, da se svetloba ne širi po etru in da ima, neodvisno od gibanja sistema, enako hitrost. Svetlobna ura kaže, zakaj gibajoča se ura teče počasneje od mirujoče. Svetloba potuje med dvema zrcaloma sem ter tja. Če se zrcali premikata in z njima ura, mora svetloba glede na mirujočega opazovalca prepotovati daljšo pot. Zato potrebuje dalj časa, čeprav potuje enako hitro. To podaljšanje časa so potrdili z merjenjem razpadnega časa mionov v višinskem sevanju. Delci, ki nastajajo v velikih višinah atmosfere Zemlje, so bili na tleh pogostejši, kakor bi ustrezalo njihovemu življenjskemu času. Zaradi njihove velike hitrosti se je njihov življenjski čas podaljšal. Merjenje mase, dolžine in časa je po posebni relativnostni teoriji odvisno od tega, v katerem opazovalnem sistemu je opazovalec. Če se opazovalec ali merilni instrument giblje proti merjenemu predmetu, izmeri večjo maso, krajšo dolžino in počasnejši tek časa, kakor če oba mirujeta drug glede na drugega. Odkloni postanejo znatni šele pri velikih relativnih hitrostih. Če hitrost znaša 90 % svetlobne hitrosti, se masa več kakor podvoji, dolžina pa več kakor razpolovi. Ko ura v mirujočem laboratoriju preteče 60 minut, kaže gibajoča se ura šele 26 minut. Če se relativna hitrost približuje svetlobni hitrosti (ki je za delce z maso nedosegljiva), narašča masa proti neskončnosti, dolžina se skrči proti nič in ura se skoraj ustavi. Svetlobni stožec razdeli prostor-čas na tri dele. Ker je prostor-čas štirirazsežen, moramo na tridimenzionalni sliki opustiti eno prostorsko koordinato, npr. os z. Na časovno koordinato nanašamo dogodke v sekundah, na krajevni koordinati pa v svetlobnih sekundah, tj. razdalji, ki jo svetloba prepotuje v 1 sekundi (pribl. 300.000 km). Izhodišče opisuje izbrani dogodek. Zgornji del stožca ustreza dogodkom, do katerih dospe svetloba, ki se izseva v izbranem dogodku, spodnji del pa dogodkom, iz katerih mora izhajati svetloba, da lahko dospe do izbranega dogodka. V notranjosti stožca so vsi dogodki, ki so lahko vzročno povezani z izbranim dogodkom, v zunanjosti pa dogodki, ki z njim ne morejo biti vzročno povezani. Ločimo tri tipe razmika med dogodki: svetlobni tip razmika imajo dogodki na stožcu, časovni tip razmika dogodki v notranjosti stožca, krajevni tip razmika pa dogodki zunaj stožca. Za astronome je bila dolgo uganka tirnica planeta Merkurja, ker se njen perihelij (točka najbliže Soncu) premika hitreje, kakor bi pričakovali. To skuša pojasniti splošna relativnostna teorija. V bližini Sončnega sistema je prostor tako močno ukrivljen, da Keplerjevi zakoni za gibanje planetov ne veljajo več natančno. Razlike pa so v resnici majhne in le s težavo merljive. Temelj splošne relativnostne teorije je načelo ekvivalence in pravi, da težnostne sile v gravitacijskem polju ne moremo ločiti od vztrajnostne sile v pospešenem sistemu. Astronavta navzdol vleče sila težnosti. Enako potiska v tla njegovo kapsulo, ko je vključen motor rakete in se ladja pospešuje. Pri obeh gibanjih ima masa isti pomen: če astronavt spusti neki predmet, vedno pade na tla. Potrditev splošne relativnostne teorije, ki iz tega izhaja, temelji na natančnem merjenju gibanja planetov in odklona svetlobe v močnem težnostnem polju. Svetloba nosi energijo in s tem maso, na katero vpliva sila težnosti. Vsi pojavi pa so silno šibki in komaj merljivi, saj imamo v naši okolici opravka le s šibkimi gravitacijskimi polji. Do ekstremnih ukrivljenosti prostora in npr. razvoja črnih lukenj pa lahko pride v končnem stadiju razvoja zvezd. Avtor Richard Knerr
Dostopnost