Большая Советская Энциклопедия (ФИ)

  При больших скоростях движения любая физическая теория должна удовлетворять требованиям теории относительности, т. е. быть релятивистски-инвариантной. Законы теории относительности определяют преобразования при переходе от одной инерциальной системы отсчёта к другой не только координат и времени, но и любой физической величины. Эта теория вытекает из принципов инвариантности, или симметрии в Ф. (см. Симметрия в физике).

  Общая теория относительности (теория тяготения). Из четырёх типов фундаментальных взаимодействий – гравитационных, электромагнитных, сильных и слабых – первыми были открыты гравитационные взаимодействия, или силы тяготения. На протяжении более двухсот лет никаких изменений в основы теории гравитации, сформулированной Ньютоном, внесено не было. Почти все следствия теории находились в полном согласии с опытом.

  Во 2-м десятилетии 20 в. классическая теория тяготения была революционным образом преобразована Эйнштейном. Теория тяготения Эйнштейна, в отличие от всех прочих теорий, была создана без стимулирующей роли новых экспериментов, путём логического развития принципа относительности применительно к гравитационным взаимодействиям, и получила название общей теории относительности. Эйнштейн по-новому интерпретировал установленный ещё Галилеем факт равенства гравитационной и инертной масс (см. Масса ). Это равенство означает, что тяготение одинаковым образом искривляет пути всех тел. Поэтому тяготение можно рассматривать как искривление самого пространства-времени. Теория Эйнштейна вскрыла глубокую связь между геометрией пространства-времени и распределением и движением масс. Компоненты т. н. метрического тензора, характеризующие метрику пространства-времени , одновременно являются потенциалами гравитационного поля, т. е. определяют состояние гравитационного поля. Гравитационное поле описывается нелинейными уравнениями Эйнштейна. В приближении слабых полей из них вытекает существование гравитационных волн, пока не обнаруженных экспериментально (см. Гравитационное излучение ).

  Гравитационные силы – самые слабые из фундаментальных сил в природе. Для протонов они примерно в 10³⁶ раз слабее электромагнитных. В современной теории элементарных частиц гравитационные силы не учитываются, т.к. полагают, что они не играют заметной роли. Роль гравитационных сил становится решающей при взаимодействиях тел космических размеров; они определяют также структуру и эволюцию Вселенной.

  Теория тяготения Эйнштейна привела к новым представлениям об эволюции Вселенной. В середине 20-х гг. А. А. Фридман нашёл нестационарное решение уравнений гравитационного поля, соответствующее расширяющейся Вселенной. Этот вывод был подтвержден наблюдениями Э. Хаббла , открывшего закон красного смещения для галактик (означающий, что расстояния между любыми галактиками увеличиваются с течением времени). Др. пример предсказания теории – возможность неограниченного сжатия звёзд достаточно большой массы (больше 2–3 солнечных масс) с образованием т. н. «чёрных дыр» . Имеются определённые указания (наблюдения за двойными звёздами – дискретными источниками рентгеновских лучей) на существование подобных объектов.

  Общая теория относительности, как н квантовая механика, – великие теории 20 в. Все предшествующие теории, включая специальную теорию относительности, обычно относят к классической Ф. (иногда классической Ф. называют всю неквантовую Ф.).

  Квантовая механика.

  Состояние микрообъекта в квантовой механике характеризуется волновой функцией y. Волновая функция имеет статистический смысл (Борн, 1926): она представляет собой амплитуду вероятности, т. е. квадрат её модуля, ^ey^e² , есть плотность вероятности нахождения частицы в данном состоянии. В координатном представлении y = y(х, у, z, t ) и величина ^ey^e² Dx Dy Dz определяет вероятность того, что координаты частицы в момент времени t лежат внутри малого объёма Dx Dy Dz около точки с координатами х, у, z. Эволюция состояния квантовой системы однозначно определяется с помощью Шрёдингера уравнения .

  Волновая функция даёт полную характеристику состояния. Зная y, можно вычислить вероятность определённого значения любой относящейся к частице (или системе частиц) физические величины и средние значения всех этих физических величин. Статистические распределения по координатам и импульсам не являются независимыми, из чего следует, что координата и импульс частицы не могут иметь одновременно точных значений (принцип неопределённости Гейзенберга); их разбросы связаны неопределённостей соотношением . Соотношение неопределённостей имеет место также для энергии и времени.