アインシュタイン方程式の宇宙項と超越エネルギー






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2008年10月25日(Sat)
アインシュタイン方程式の宇宙項と超越エネルギー
宇宙項を入れた方程式が興味深い。

Gμν + Λgμν = κTμν

宇宙項とは、差異共振エネルギーのことではないだろうかとふと思ったのである。それは超越的エネルギーであり、重力とは異なるはずである。重力は当然、物質(同一性)に関係する力である。宇宙が膨張するというのは、この宇宙項がGμνより大きいということではないだろうか。しかしながら、宇宙項は虚軸=高次元に関係するはずである。膨張するというのは、虚軸=高次元へと回帰することの物質表現(現象、又は仮象)ではないのだろうか。(p.s. まったくの思いつきであるが、膨張とは、-1の方向ではないだろうか。しかし、実際は、虚軸へと回帰するのではないのか。-1とは鏡像ではないだろうか。言い換えると、Media Pointが鏡面になるだろう。)
 とまれ、宇宙項はダーク・エネルギーと見ることができよう。すると、やはり、ダーク・エネルギーの本体は、超越エネルギーとなるのではないだろうか。
 では、ダーク・マターとは何か。それは、超越エネルギーの影としての仮定された物質ではないだろうか。今はここで留める。


アインシュタイン方程式
出典: フリー百科事典『ウィキペディア(Wikipedia)』
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アインシュタイン方程式(the Einstein equations)は、アルベルト・アインシュタイン が1916年 に一般相対性理論 の中で導いた、万有引力 ・重力場 を記述する場の方程式 (en:Field equation )である。アイザック・ニュートン が導いた万有引力の法則を、強い重力場に対して適用できるように拡張した方程式であり、対象とする物理的現象は中性子 星やブラックホールなどの高密度・大質量天体や、宇宙全体の幾何学などになる。アインシュタインの重力場の方程式(じゅうりょくばのほうていしき、Einstein's field equations of General Relativity)とも呼ばれ、このため EFE とも略される。概略や導出・応用などの詳しい説明は、一般相対性理論 の項を参照のこと。

[編集 ] 概要

一般相対性理論によれば、大質量の物体は周囲の時空を歪ませる。すなわち、重力の正体は時空の歪みである、と説明される。その理論的な帰結・骨子となるのが、次のように表されるアインシュタイン方程式である。

R_{\mu \nu} - {1 \over 2} R g_{\mu \nu} = {8 \pi G \over c^4} T_{\mu \nu}

左辺は、時空 がどのように曲がっているのかを表す幾何学 量(時空の曲率 )であり、右辺は、物質 場の分布を表す。左辺はまとめて Gμν = Rμν - (1/2)Rgμν としてアインシュタイン・テンソルと呼ばれ、右辺の Tμν はエネルギー・運動量テンソル である。左辺の Rμν はリッチ の曲率テンソル 、R はリッチの曲率スカラーであり、どちらも時空多様体 の計量テンソル (metric tensor) gμν から計算される幾何学量である。π は円周率 、G は万有引力定数 、c は光速度 である。添え字 μ, ν は、それぞれ時空の座標を特定するもので、時間 1 次元と空間 3 次元の 4 成分を動き、gμν は 10 個の独立成分を持つ 4×4 の対称テンソル である。表記の煩雑さを減らすために、右辺の係数をアインシュタインの重力定数 κ = 8πG/c4 としてまとめて、

Gμν = κTμν

と簡潔に表わされることも多い。

おおざっぱに言えば、星のような物質 またはエネルギー を右辺に代入すれば、その星の周りの時空 が、どういう風に曲がっているかを読みとることができる式である。曲率を表す左辺は、計量テンソル gμν の微分で書かれているので、アインシュタイン方程式は、計量テンソルについての方程式である。右辺の物質分布を定めれば、左辺の空間の曲率が決まる。空間の歪みが決まれば、その空間を運動する物質の運動方程式(測地線方程式 )が決まるので、物質分布も変動することになる。具体的には、アインシュタイン方程式は、10 本の偏微分方程式 を与える。

10 本の方程式のうち、4 本はエネルギー保存則と運動量保存則に対応するものであり、Gμν の空間成分に関係する残りの 6 本の方程式が時空の運動方程式に相当する。これらは、時間微分 2 階の偏微分方程式 6 本(あるいは時間微分 1 階の偏微分方程式 12 本)であるが、座標の選択の自由度(ゲージの自由度)が 4 つ、保存則を満たしながら時間発展を行うための拘束条件が 4 つあると考えれば、たとえ真空中であっても 1 階の微分方程式 4 本(2 階に直せば 2 本)の自由度が残る。この自由度は時空の歪みを周囲に波として伝搬させる「重力波 」のモードが 2 つあることを意味している。

[編集 ] 宇宙項

アインシュタインは、1917年 の論文で、方程式に「宇宙項」を加えて次のようにした。

R_{\mu \nu} - {1 \over 2} R g_{\mu \nu} + \Lambda g_{\mu \nu} = {8 \pi G \over c^4} T_{\mu \nu}

アインシュタインの定数 κ を用いると、より簡潔に

Gμν + Λgμν = κTμν

となる。Λ は宇宙定数 を表すが、この項(宇宙項)は1916年 のオリジナル論文には含まれておらず、1917年の論文で追加された。宇宙項は重力に対する反重力(万有斥力)として機能する。アインシュタインがこの項を導入した理由については諸説あるが(*1)、1929年 にハッブル が宇宙の膨張を観測的に示した後、1931年 にはアインシュタイン自身により「人生最大のヘマ」として消去された。しかしながら、近年の宇宙のインフレーション 理論や素粒子物理学 との関連の中で、宇宙項を再び導入して考えることが通常行われており、むしろ重要な意味を与えている場合がある。観測的宇宙論 において、宇宙膨張を加速させている謎のエネルギーとして、ダークエネルギー という言葉が使われているが、その正体は不明なものの、方程式上は宇宙項である。

より詳しくは一般相対性理論 の項を参照のこと。

(*1)一般に有名なのは、彼自身が信じる静止宇宙モデル を実現するためという説である。1917年論文の宇宙モデルは重力と宇宙項による反重力とが釣り合う静止宇宙だった。だがこのモデルは不安定であり、僅かな摂動で膨張又は収縮に転じるという性質を持っていた。
他に、境界条件の無い閉じた球面空間が解となるように方程式を変形した際、出発点としてたまたま静止解を想定したために、宇宙項が入り込んだとする説がある。つまり、考え方としては膨張・収縮解でも良かったところを、うっかり静止解を選んだがために、後に撤回する羽目に陥った。

[編集 ] 関連項目

* 一般相対性理論
* ブラックホール | シュヴァルツシルトの解 | カー解 | 事象の地平面 | 見かけの地平面
* ワイル解 | トミマツ・サトウ解
* 膨張宇宙 | 宇宙のインフレーション
* 特異点定理 | 宇宙検閲官仮説
* ワームホール
* ポアソン方程式
* ゲーデル解

"http://ja.wikipedia.org/wiki
/%E3%82%A2%E3%82%A4
%E3%83%B3%E3%82%B7
%E3%83%A5%E3%82%BF
%E3%82%A4%E3%83%B3
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カテゴリ : 相対性理論 | 方程式


   




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