发表自话题：相对论是什么
在科学和物理学史上，一些学者、理论和方程已成为家喻户晓的名字。就科学家而言，著名的例子包括毕达哥拉斯、亚里士多德、伽利略、牛顿、普朗克和霍金。在理论方面，有阿基米德的“尤里卡”、牛顿的苹果（万有引力）和薛定谔的猫（量子力学）。但最著名和最著名的当属爱因斯坦、相对论和著名的方程E=mc 2。事实上，相对论可能是很少有人真正理解的最著名的科学概念。
例如，爱因斯坦的相对论分为两部分：狭义相对论（SR 和广义相对论（GR）。而“相对论”一词本身可以追溯到伽利略·伽利利和他对为什么运动和速度是正如你可能知道的那样，要解释爱因斯坦的开创性理论是如何运作的，需要深入了解物理学史、一些先进的概念，以及它们是如何为有史以来最伟大的思想之一而结合在一起的！
为了打破它，爱因斯坦在 1905 年提出了 SR，以用经典物理学解决涉及光的实验。在接下来的十年里，爱因斯坦将试图推广该理论来解释电磁学和经典力学如何用引力来解决——这产生了 GR。虽然爱因斯坦的见解将在几年内得到证实，但它们直到今天仍在继续得到测试和验证。
正如爱因斯坦曾经说过的那样，“如果你不能向一个六岁的孩子解释它，你自己就不会理解它。” 但如前所述，这样做意味着进入一些历史和高级概念——如万有引力、惯性参考系、质能等价、时空等。但只要有一点耐心和奉献精神，任何人都可以学习相对论能够理解。
相对论的故事可以追溯到 17 世纪意大利著名天文学家和博学家伽利略·加利利的作品。1632 年，伽利略发表了《关于两个主要世界体系的对话》，许多人认为这是他的代表作。在这项工作中，伽利略用简单的术语解释了宇宙的日心模型（如哥白尼所描述的）如何解决地心模型无法解释的问题。除此之外，伽利略还解释了为什么地球表面的人看不到地球的运动。
为了保持他用简单而博学的逻辑传达复杂思想的能力，伽利略用海上一艘船的比喻来说明这是如何可能的。简而言之，伽利略说，如果一个站在甲板上的人将一个蜡球扔进一个水瓶中，他们会看到蜡球直接落到底部。无论船舶是否在运动中，这都适用。他说，原因是球和船上的所有东西都是船惯性参考系的一部分——也就是说，它会随着它移动。
他认为，同样的道理也适用于站在地球表面移动的人：
“现在这些东西发生在非自然的运动中，在我们可以试验的材料中也可以在静止状态或相反的方向移动，但我们在外观上没有发现任何差异，似乎我们的感官被骗了。
“那么，对于地球，无论是运动还是静止，始终处于相同状态，我们可以期望检测到什么？如果地球永远保持在这两种状态中的一种或另一种状态，我们何时应该通过实验来检验这些局部运动事件在它们不同的运动状态和静止状态下是否有任何区别？ ？”
然而，对于岸上的观察者来说，伽利略声称情况会大不相同。如果站在船甲板上的人把球扔到一边，在他们看来，它仍然是直接掉下来的。但对于岸上的观察者来说，它看起来像是一条抛物线路径。对他们来说，球的运动显然是运动中的船在地球引力作用下产生运动的结果。简而言之，运动和速度将与观察者有关。
这后来被称为伽利略相对论（或伽利略不变性），它归结为一个假设：“[A] 任何两个以恒定速度和方向相对于彼此移动的观察者将在所有机械实验中获得相同的结果。 ” 换句话说，只要观察者的运动和速度保持不变，系统的物理力学在所有参考系中都是相同的。但是，如果这些参数中的任何一个发生变化，那么机制就会发生变化（稍后会详细介绍）。
这一解释将成为捍卫日心模型的关键论据。对于地球上的观察者来说，行星、太阳、月亮和星星的运动都是相对于观察者（我们）的。但是，当人们对这些物体在夜空中随时间的运动（和相对大小）进行编目时，他们会看到这些观察结果如何只能用地球围绕太阳的运动（以及地球本身的自转）来解释) 以恒定速度。
到 1687 年，艾萨克·牛顿爵士用他的巨著《数学哲学原理》彻底改变了我们对物理学的理解。在这本书中，牛顿综合了伽利略的运动理论和他对万有引力的研究，并以他的《运动三定律》加以概括。其中包括：
除非受到外力的作用，否则物体会继续处于静止状态或匀速直线运动。
受力作用的物体以这样一种方式运动，即动量的时间变化率等于力。
如果两个物体相互施加力，这些力的大小相等，方向相反。
这三个定律描述了三个仍然是现代物理学核心的物理常数： Intertia，它指出物体将保持运动状态，除非外力加速或减慢它们；力，在数学上可以概括为物体的质量乘以其加速度（F=ma）；和作用-反应，它确定当一个物体对另一个物体施加力时，第二个物体对第一个物体施加相等和相反的力。
这为牛顿的万有引力奠定了基础，它指出所有有质量的点源都通过万有引力相互吸引；和平方反比定律，它指出这个力直接取决于两个物体的质量，并且与它们中心之间距离的平方成反比。简而言之，牛顿认为导致苹果从树上掉下来的力（牛顿的苹果）导致行星围绕太阳运行、月球围绕地球运行，以及太阳系中的所有其他轨道力学。
牛顿普遍性的一个结果是，科学家从此将空间和时间视为固定和分离的参考框架。基本上，物体的位置和运动可以用空间中的三个维度来描述——长度、高度和深度（或 x、y、z 轴）——以及时间上的一个维度。这个理解宇宙的框架将成为未来两百年的经典。牛顿的理论是如此有影响力，以至于经典物理学和牛顿物理学（或力学）这两个术语可以互换使用。
到 19 世纪中后期，天文学、电磁学和粒子理论领域的新发现将打破这些惯例。以前看起来像是由空间和时间、物质和能量以及通用参考系组成的有序宇宙将被相对论效应、时间膨胀和“幽灵般的远距离作用”所取代。
到 19 世纪中叶，科学家们在光学（光和颜色）和电磁(EM) 现象的研究方面取得了多项突破。这导致人们意识到光是电磁辐射的一种形式，并且它的特性（它如何表现得像波）类似于电流的传播。此外，此时进行的实验对光速产生了高度准确的估计——299,792,458 m/s（10.79 亿公里/小时；6.706 亿英里/小时）。
此外，James Clerk Maxwell 和 Hendrik Lorentz 的理论工作确立了电场力和磁力表现为对点电荷施加力的场。这些在麦克斯韦方程(1861-62) 和洛伦兹力定律(1895) 中进行了总结，描述了电荷、电流和场的变化如何产生电场和磁场。这些原理共同构成了经典电磁学、光学和电路的基础。
这些实验还对光速进行了高度准确的估计——目前的时钟为 299,792,458 米/秒（10.79 亿公里/小时；6.706 亿英里/小时）。不幸的是，就经典物理学而言，这些实验也提出了理论问题。在所有情况下，无论光源是否相对于观察者移动，测得的光速都是恒定的。这与经典力学和伽利略相对论的基本原则相矛盾。
例如，地球绕其轴自转本质上意味着它正朝着太阳旋转。这意味着当太阳在东方时，到达观察者的光将会接近，因此比从任何其他方向观察到的光具有更大的测量速度。然而，涉及光学和光折射的实验，如奥古斯丁菲涅尔在 1818 年所做的实验，表明光速没有可测量的变化。
结果，科学家们在 19 世纪初开始假设空间必须充满一些看不见的“以太”。他们认为，这种介质允许光在空间中传播，但也意味着光被它拖着前进——导致其速度发生变化。菲涅尔的部分以太拖曳假说就是例证，他指出地球的运动对光的折射方式没有任何影响，因为“以太部分由地球携带，而光学介质中的光波部分受到拖曳和以太一起。”
这类似于声音在空气或水中的传播方式或涟漪在池塘表面的传播方式。唉，整个 19 世纪进行的实验不断表明光速是恒定的。为了通过实验结果解决这些理论问题，科学家们需要测量这种以太的影响以确定其特性。这要求科学家证明光的测量速度是其通过介质的速度加上介质速度的简单总和。
Hippolyte Fizeau 试图用他在 1851 年进行的“水管实验”（或Fizeau 实验）来证明这一点。在测量了通过管子移动水的光速后，Fizeau 的结果表明光被介质拖着——水。这似乎证实了早期的实验结果，例如奥古斯丁·菲涅尔和乔治·斯特罗克斯爵士进行的那些。然而，菲索观察到的影响程度远低于预期。
另一个著名的例子是美国物理学家 Albert A. Michelson 和 Edward W. Morley 进行的Michelson-Morley 实验（1887 年）。使用一个腔室和一系列镜子，他们试图从不同角度测量光速——一个对应于地球向太阳旋转的水平角度和一个垂直角度。如果存在这样的“以太”，那么地球通过它（并朝向太阳）的运动将导致与水平光束的显着差异。
再一次，实验产生了负面结果，因为光束的测量速度之间没有可观察到的差异。在游戏的这一点上，爱因斯坦会出现并提供对理论和实验数据的出色洞察、分析和综合。这发生在 1905 年，当时爱因斯坦首次揭示了他的狭义相对论 (SR)。
1905 年，在他的“奇迹年”（annus mirabilis）期间，爱因斯坦发表了他的论文，以及四篇开创性的论文，使他引起了国际科学界的注意。其中之一是“论动体的电动力学”，爱因斯坦在其中提出了后来被称为狭义相对论 (SR) 的理论。这个理论用牛顿运动定律解决了麦克斯韦方程和洛伦兹力定律，并归结为两个假设：
所有非加速惯性参考系中的物理定律都是相同的
真空中的光速是恒定的，与观察者或光源的运动无关
爱因斯坦突破的一个关键方面是洛伦兹变换，这是这位年长的物理学家在检查有关光的行为的实验时得出的。为了解释为什么光不符合相对论，洛伦兹推测物体在加速惯性参考系中沿着行进路径变得扭曲（压缩）。正如爱因斯坦所推论的那样，接近光速 ( c ) 的物体不会观察到来自外部源的c没有变化，但它们会注意到时间对它们来说比
像他的前任伽利略一样，爱因斯坦使用隐喻来联系这个概念的机制，对此进行了略微更新。根据爱因斯坦的说法，在火车上旅行的人会注意到伽利略提到的相同的相对论效应，球会直接落到地板上。对于铁轨旁的观察者来说，落在火车侧面的同一个棉铃似乎会沿着抛物线路径下落。现在用一系列镜子代替球。
乘坐火车的人手里拿着一个，而另一个则直接在地板上。对于拿着镜子的人来说，一束光似乎在反复上下跳跃。现在想象另一个镜子位于汽车头部的墙上。如果这个人将手中的镜子重新对准它，就会出现一束光，就好像它在火车车厢上来回弹跳一样。在所有情况下，光似乎都以恒定速度 ( c ) 传播。
但对于站在铁轨旁的人来说，在第一种情况下，光线似乎是曲折的，试图追上移动的镜子。在第二种情况下，当灯光从手持后视镜照射到汽车前部时，灯光似乎移动得更慢了。唉，如果他们可以计时，他们也会记录恒定的速度 c。本能地，这对两位观察者来说是没有意义的，直到他们查看了他们的手表。
对于乘坐火车车厢的人来说，时间会（无限地）变慢。差异将是无法估量的，但如果移动参考系类似于能够以光速的一小部分行进的航天器，那么差异将不可能错过。本质上，移动参考系中的人以较慢的速度经历时间， 这种效应称为“时间膨胀”。随着物体越来越接近光速，这种效应会增加。
然而，爱因斯坦和他的同时代人仍然坚持18世纪Émilie du Châtelet 首次提出和检验的能量守恒定律。该定律指出，孤立系统的总能量保持不变，并且随时间守恒。将同样的推理应用于接近光速的物体，爱因斯坦推导出方程E=mc 2，其中E是系统中的总能量，m是系统的质量，c是系统朝向光速的加速度.
根据这个定律，物体加速到一定速度时，它们的惯性质量会增加。这意味着需要更多的能量来维持物体随时间的加速度，并且光速是绝对的。一个物体不仅需要无限量的能量来达到光速，而且在这个过程中它的质量也会变得无限大。另一个令人吃惊的结果是在这个方程中质量和能量是如何互换的。
如果方程中的质量和能量互换，结果保持不变。这被称为质能等效原理，它指出能量和质量本质上是同一枚硬币的两个面。SR 的另一个结果是它如何将空间和时间解释为同一现实的两种表达方式。根据牛顿物理学，科学家们从三个维度——高度、长度和宽度（或x、y和z轴）——以及一维时间来观察宇宙的几何形状。
换句话说，牛顿物理学将空间和时间视为独立且固定的。但是通过在加速参考系中显示时间与观察者的关系，爱因斯坦提出了一个由空间的三个维度和时间的一个维度组成的四维几何——也就是。时空！几乎立即，科学家们开始采用爱因斯坦的 SR，因为它用牛顿的运动理论解决了电磁学，以及它如何消除了对“以太”的需求。
在 1905 年到 1915 年间，爱因斯坦试图通过将 SR 扩展到解释引力来概括 SR。这主要是由于牛顿的万有引力理论引起的理论问题。此前，天文学家发现牛顿方程可以解释大多数当时已知的太阳体的轨道。然而，水星的轨道呈现出牛顿方程无法解释的长期特性。除了具有高度偏心的轨道外，水星的近日点还随着时间的推移围绕太阳移动。
这被称为“近日点进动”，即行星轨道上最远的点随着时间的推移围绕母体移动。牛顿的理论将引力解释为具有质量的点源之间的吸引力。但如果这是真的，那么吸引力将是物体之间瞬间发生的东西，即使它在长距离内特别弱。但正如爱因斯坦用 SR 证明的那样，信息不会在时空中瞬间传递。
关于 SR 如何应用于整个宇宙，还有几个悬而未决的问题。第一个问题是即时通信的概念。正如爱因斯坦之前在 SR 中所展示的那样，信息不会在时空中立即传达，而是仅限于光速。在我们看来，发生在 10 亿光年之外的超新星目前正在夜空中爆炸，但发生在 10 亿年前。
为了与电磁定律保持一致，爱因斯坦冒险将重力作为场而不是瞬时拉力。质量越大，物体相互吸引的场就越强大。另一个重要的问题是加速度，爱因斯坦用另一个巧妙的（和更新的）比喻来说明这一点：电梯上的乘客。如果有人切断电缆，电梯将开始以 9.8 m/s 2（地球正常重力，或 1 g）的速度向地球中心下降。
乘客会体验到失重（自由落体）的感觉，直到电梯坠毁！这同样适用于任何经历加速度的物体，无论是船、飞机、火车、汽车还是航天器。以恒定速度，在惯性参考系内（没有外部参考点）行进的人不会意识到他们甚至在移动。事实上，如果航天器静止或以恒定速度移动，太空中的乘客或机组人员会感到失重。
但如果参考系加速，里面的任何人都会被推向相反的行进方向。如果加速度等于 9.8 m/s 2，机组人员将体验到地球法向重力的感觉。如果航天器的垂直轴指向行进方向，加速度将使机组人员的脚牢牢地放在地板上。同样的原理也适用于太空中的风车站或旋转圆柱体，其中的旋转速度会产生向心力，从而将物体向外拉。
对于空间站上的人来说，这种力会产生重力感。根据站的半径和速度，“人造重力”可以等于地球正常重力。自 20 世纪后期以来，许多著名科学家提出此类设施可能是探索和安置太阳系的关键——包括康斯坦丁·齐奥尔科夫斯基、维尔纳·冯·布劳恩和 Gerard K. O'Neill名称）。底线是在惯性参考系中加速度与重力无法区分。
最后但同样重要的是，SR 和 Lorentz Transformations 提出了时间膨胀问题。如果加速度导致时间膨胀，那么这意味着重力本身对时空有影响。由此，爱因斯坦的广义相对论（GR）诞生了！爱因斯坦说，重力不是点质量之间的吸引力，而是重力本身是时空曲率的结果，时空曲率会因大质量物体的存在而改变。因此，当物体相互绕轨道运行时，它们不是被“拉动”，而是在追踪那个时空的曲率。
1915 年 11 月，爱因斯坦向德国柏林的普鲁士科学院提交了他的场方程。这些方程说明了时空的四维几何如何受到引力场（质量）和辐射（电磁力）的影响。用约翰·惠勒的话来说，“时空告诉物质如何运动；物质告诉时空如何弯曲。” 由此，爱因斯坦的广义相对论 (GR) 正式诞生，并将迅速成为我们现代物理学理解的基础。
就像 SR 一样，爱因斯坦的广义相对论会产生几个理论后果。首先，如果爱因斯坦所说的是真的，那就意味着引力场和由此产生的时空曲率会影响一切，包括光！这一预测为天体物理学家提供了测试 GR 的手段，而第一个机会出现在 1919 年。此时，弗兰克·戴森、亚瑟·爱丁顿和天体物理学家团队在日食期间进行了一项实验（爱丁顿实验）。
自爱因斯坦将他的理论正式化以来的一个世纪里，SR 和 GR 已经被反复测试和验证。其中一些测试涉及小规模实验，而另一些则是在最极端的条件下进行的。在爱丁顿实验（或远征）的情况下，测试包括在日食期间从两个赤道观测站进行的观测——一个位于巴西东北海岸，另一个位于巴西海岸外的圣多美和普林西比岛。西非（非洲西部。
具体来说，探险队正在寻找日食期间经过太阳后方的恒星。如果爱因斯坦的理论是正确的，那么来自这些恒星的光将追踪由太阳引力引起的时空曲率。对观察者来说，这种效应会让星星看起来就在太阳旁边。由于太阳的辐射被月全食有效阻挡，他们的探险仪器可以看到光线。
两个天文台的团队不仅看到了这些恒星，而且它们在夜空中的位置正是爱因斯坦场方程预测的位置。这个故事立即被世界各地的报纸转载并登在头版，让爱因斯坦和广义相对论一夜之间轰动一时！然而，这是最终证明爱因斯坦的理论是正确的众多测试和预测之一。
随着时间的推移，GR 将被纳入现代物理学的所有领域，从电磁学和天体物理学到粒子物理学和当时新兴的量子力学领域。有趣的是，爱因斯坦的突破所产生的一些理论并不适合这位天体物理学家。事实上，他会认为其中一些（如宇宙膨胀和量子理论）是彻头彻尾的异端（和“幽灵”）！
例如，在 1917 年，爱因斯坦试图使用 GR 来创建宇宙结构的模型。令他沮丧的是，他发现在宇宙尺度上，他的场方程预测宇宙要么处于膨胀状态，要么处于收缩状态。为了防止星系团和宇宙的大尺度结构自身坍塌，需要在最大尺度上抵消重力。由于他更喜欢恒定不变的宇宙的想法（当时的普遍观点），爱因斯坦向 GR 引入了一个新概念。
这被称为宇宙常数，由他的场方程中的数学字符 Lambda 表示。他冒险说，这种力量负责“抑制重力”并确保宇宙的物质能量密度随着时间的推移保持不变。通过这样做，爱因斯坦发现自己陷入了稳态假说和宇宙学大爆炸理论的支持者之间的争论（最终以有利于大爆炸模型的方式得到解决）。
爱因斯坦的新理论也将吸引他的一些同行的挑战，他们认为这是对 GR 提出的问题的不稳定解决方案。1922 年，俄罗斯物理学家亚历山大弗里德曼在数学上展示了爱因斯坦的场方程如何与动态宇宙相一致（弗里德曼方程）。紧随其后的是比利时天体物理学家乔治·勒梅特（Georges Lemaître）在 1927 年证明了 GR 和不断膨胀的宇宙与天文观测一致，尤其是美国天文学家埃德温·哈勃的观测。
1931 年，爱因斯坦在威尔逊山天文台访问了哈勃望远镜，在那里他目睹了星系是如何从银河系中退去的。作为对哈勃向他提出的内容的回应，爱因斯坦正式宣布他将从他的理论中删除宇宙常数，声称这是“我职业生涯中最大的错误”。与此同时，天体物理学家将继续测量宇宙膨胀的速度，这将被称为哈勃定律（又名哈勃-勒梅特定律）。然而，整个 1990 年代（尤其是哈勃太空望远镜）的观测表明，宇宙膨胀的速度随着时间的推移而增加！
这导致天体物理学家推测存在一种抵消重力的神秘力量。但是，这股力量并没有阻止宇宙自行坍塌，而是积极地将它推开。今天，我们将这种力量称为暗能量。与暗物质一起，它是最广泛接受的宇宙学模型——拉姆达冷暗物质(LCDM) 模型的关键成分。
1915 年，就在爱因斯坦推出 GR 几个月后，德国物理学家和天文学家 Karl Schwarzschild 找到了爱因斯坦场方程的解，该方程预测了黑洞的存在。根据这个解决方案，球体的质量可以变得如此压缩，以至于从表面逃逸的速度将等于光速。这现在被称为史瓦西半径，它描述了球形质量必须塌缩形成黑洞的最小尺寸。
1924 年，爱丁顿观察到爱因斯坦的理论如何让天文学家排除密度过大的可见恒星的存在。根据爱丁顿的说法，如此致密的天体会“产生如此大的时空曲率，以至于空间会在恒星周围关闭，将我们留在外面（即无处可去）。”
1931 年，印度裔美国天体物理学家 Subrahmanyan Chandrasekhar 通过计算足够质量的电子简并物质（在非旋转体中）如何自行坍缩，为 SR 提供了一个解决方案。这被称为Chandrasekhar 极限。结合史瓦西的计算，天体物理学家现在对黑洞的质量和半径极限有了估计。
1939 年，罗伯特·奥本海默和其他科学家同意钱德拉塞卡的分析，声称超过规定极限的中子星会坍缩成黑洞。他们还将史瓦西半径的外边界定义为奇点的边缘，在该边缘内时间会停止。对于外部观察者来说，黑洞会被认为是一颗在坍缩瞬间冻结在时间上的恒星，但坠落的观察者会有完全不同的体验。
GR 预测的另一个影响是引力场如何弯曲和聚焦来自更远光源的光。这被称为引力透镜，其中一个特别大的物体充当“透镜”来放大它之外（或后面）的光力。这种方法还被用于在极端条件下测试爱因斯坦的 GR，例如对银河系中心的超大质量黑洞 (SMBH) 人马座 A* 的观测。这种技术的修改版本，引力微透镜，也可以探测到遥远恒星周围的系外行星。
来自 GR 的另一个预测是引力对时空的涟漪效应。当两个特别大的物体（中子星、黑洞或 SMBH）合并并以引力波的形式释放大量能量时，就会发生这种情况。激光干涉引力波天文台(LIGO) 在爱因斯坦首次预测它们大约一个世纪后，于 2016 年首次确认检测到这些波。
爱因斯坦的相对论也将对新兴的量子力学领域产生深远的影响。他将在这里帮助做出的发现是他惊愕的另一个来源。其中，量子纠缠原理，他将其描述为“幽灵般的远距离作用”，以及宇宙的特征是薛定谔的量子波函数方程和海森堡的不确定性原理的半混沌性质。
尽管爱因斯坦会抵制他帮助激发的一些突破，但他在现代物理学革命中所扮演的角色是不可否认的。然而，在他所做的所有贡献中，没有一个开始接近相对论的重要性（或结果）。在他完成他的广义理论一个多世纪后，先进的实验继续证明他是多么正确。难怪它为什么仍然是现代物理学、量子物理学、天体物理学和宇宙学所依赖的基础的一部分。
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