h1{font-size:18px;}
AstroNuklFyzika ® Jaderná fyzika - Astrofyzika - Kosmologie - Filosofie | Gravitace, černé díry a fyzika |
Kapitola 3
GEOMETRIE A
TOPOLOGIE PROSTOROČASU
3.1. Geometricko-topologické vlastnosti
prostoročasu
3.2. Minkowského rovinný
prostoročas a asymptotická struktura
3.3. Cauchyova úloha,
příčinnost a horizonty
3.4. Schwarzschildova geometrie
3.5. Reissnerova-Nordströmova
geometrie
3.6. Kerrova a Kerrova-Newmanova
geometrie
3.7. Prostoročasové singularity
3.8. Hawkingovy a Penroseovy
teorémy o singularitách
3.9. Nahé singularity a princip
"kosmické cenzury"
3.7. Prostoročasové
singularity
Regulární a
singulární řešení
V klasické fyzice mají tělesa a pole obvyklé a očekávané
fyzikální, geometrické a topologické vlastnosti . Jsou
(relativně) hladké a spojité, mají konečné rozměry a
konečné hodnoty svých fyzikálních veličin. Takové
chování označujeme jako regulární. A může
být matematicky modelováno pomocí regulárních
zobrazení, což jsou prostá vzájemně
jednoznačná zobrazení, k nimž jsou k dispozici
jednoznačná invezní zobrazení.
Při matematickém modelování v teoretické
fyzice se však setkáváme i se situacemi, kdy příslušné
rovnice divergují a formálně dávají nekonečné
či neurčité hodnoty fyzikálních veličin. Jednoduchým
příkladem je níže uvedená idealizace bodového elektrického
náboje, kdy podle Coulombova zákona je v místě o nulové
vzdálenosti (r=0) nekonečně velká intenzita elektrického
pole. Takovéto anomální chování fyzikální veličiny se
obecně označuje jako singulární (je to opak
chování regulárního). A místo či bod anomálního chování
fyzikální veličiny se nazývá singularita (lat. singularis = ojedinělý, vyjímečný,
jedinečný).
Při rozboru některých přesných
řešení Einsteinových gravitačních rovnic (např.
Schwarzschildova řešení) jsme viděli, že v některých
místech tato řešení nejsou
regulární.
Ukázali jsme si, že některé z těchto "singularit"
jsou způsobeny jen nevhodnou souřadnicovou soustavou a přechodem k
jiným souřadnicím může být příslušné singulární
chování odstraněno (příkladem může být pseudosingularita
Schwarzschildovy sféry). V takových případech se tedy nejedná o singularity samotného prostoročasu
(prostoročas je zde regulární).
Existují
však místa, kde singulární chování nelze odstranit
přechodem k jiné souřadné soustavě, např. bod r=0 ve
Schwarzschildově geometrii. V takovém případě se jedná o
skutečnou, fyzikální singularitu samotného
prostoročasu (kde např. invarianty tenzoru křivosti dosahují
nekonečných hodnot). Pod singularitami prostoročasu
budeme v dalším rozumět právě jen podobné
"neodstranitelné" singularity. Zde si ujasníme
některé základní rysy prostoročasových singularit a
pokusíme se podat jejich obecnou
definici. O
podmínkách, za nichž singularity vznikají, si povíme v
příštím §3.8 "Hawkingovy a
Penroseovy teorémy o singularitách".
Fyzikální nereálnost singularit
V této a dalších matematicky zaměřených kapitolách naší
knihy (§3.4-3.9, §5.3) se singularitami zabýváme
"vážně, jako kdyby skutečně existovaly". Je však
třeba mít na paměti, že se jedná jen o matematické
abstrakce. Tyto
singularity vznikají jako důsledek "přímočaré"
striktní extrapolace přesných řešení rovnic obecné teorie
relativity k určitým speciálním hodnotám souřadnic (např.
k t=0, r=0).
Skutečné "fyzikální"
singularity, v nichž by reálné fyzikální veličiny nabývaly
nekonečných hodnot, nemohou v
přírodě existovat! Opravdové nekonečno nikdy v přírodě
nevidíme (analýza různých druhů nekonečna byla provedena v
§3.1, v oddíle "Nekonečno
v prostoročase"). Pokud je nějaká teorie
předpovídá, je to její vážný nedostatek, svědčící buď
o její chybnosti či přílišné idealizaci, nebo o tom, že se
v dané situaci dostává k mezím své platnosti. Pokud se
nekonečno objeví v nějaké teorii, snažíme se ho odstranit
(proces renormalizace v kvantové teorii), aspoň do
doby, než bude vytvořena nová dokonalejší teorie.
Ukazuje se, že v oněch
"exotických" situacích hrají důležitou úlohu kvantové zákonitosti gravitace i ostatních druhů
interakcí, které se zde imanentně vynořují (jako důsledek
kvantových fluktuací polí ve vakuu) společně s
"klasickou" gravitací. Zahrnutí
těchto kvantových interakcí do obecně-relativistického
gravitačního modelu může tuto singularitu odstranit
- prostoročas zde nemusí být singulární, může mít sice
velmi vysokou, ale konečnou křivost, při
konečné koncentraci polí, konečné hustotě a teplotě
gravitující látky. Z kvantového hlediska lze očekávat, že
singularita se
"rozpustí" v kvantové
pěně.
Toto je, zatím neurčitý, pohled kvantové
gravitace a
kvantové geometrodynamiky (§B.4 "Kvantová
geometrodynamika").
Přesto však je užitečné matematicky
prozkoumat, za jakých okolností v (nekvantové) teorii
vznikají singularity a jaké mají vlastnosti, z nichž by se
něco mohlo "potenciálně" uplatnit i v praxi.
Singulatity v
elektrodynamice a v gravitaci
Porovnejme nejprve situaci kolem singularit v gravitaci s
příslušnou situací v elektrodynamice. V elektrodynamice se
též vyskytují singularity, např. v místě bodového
elektrického náboje (klasická
idealizace!)
dosahuje intenzita elektrického pole nekonečných hodnot.
Metrika Minkowského prostoročasu, na jejímž pozadí (a s
pomocí níž) elektrické pole sledujeme (a měříme)
zůstává však všude regulární *). Naproti tomu v obecné
teorii relativity nemáme "nezúčastněnou" metriku, s
jejíž pomocí sledujeme chování (a tedy i případné
singularity) nějakého pole. Zde je metrika prostoročasu tím
samým polem, jehož singularity vyšetřujeme. Singularita
prostoročasu má proto mnohem hlubší důsledky než
singularita např. v klasické elektrodynamice. V
prostoročasové singularitě, kde přestává existovat
regulární prostor a čas, ztrácejí platnost všechny
fyzikální zákony, protože všechny dosavadní fyzikální
zákony jsou formulovány na bázi klasického prostoru a času.
*) Tak je tomu ve STR, když
elektromagnetické pole bereme izolovaně. Ve skutečnosti však
elektromagnetické pole vzbuzuje i gravitační pole (zakřivuje
prostoročas), takže v místě nekonečné intenzity
elektromagnetického pole by vzniklo i nekonečně silné gravitační pole (nekonečné zakřivení
prostoročasu), a tedy prostoročasová singularita.
Singulární bod nelze považovat za
součást sledované prostoročasové variety, nelze v něm
principiálně provádět žádná fyzikální měření. Aby
prostoročas zůstal varietou, je nutno všechny singulární
body z něj vyloučit ("vyříznout"). Zbylý
prostoročas bude potom opět varietou, kde v každém bodě
budou platit obvyklé fyzikální zákony a kde je možno
provádět fyzikální měření. Nelze však zbylý prostoročas
prohlásit za regulární a myslet si, že jsme se tím úplně
zbavili singularit. Jak uvidíme níže, má tento zbylý
prostoročas určité "patologické" vlastnosti
(související s tím, že některé geodetiky končí svou
existenci v místech "vyřezaných" singulárních
bodů) bránící považovat jej za regulární.
Pokusme
se vystihnout společné charakteristické vlastnosti
prostoročasových singularit. Jinými slovy: jaká
principiální "nebezpečí" mohou při pohybu
prostoročasem čekat na reálného pozorovatele (pohybujícího
se po světočárách časového nebo světelného typu)?
Omezíme se zatím pro jednoduchost na pohyb po geodetikách.
Příklad jednoho takového nebezpečí jsme viděli při
analýze pohybu částic ve Schwarzschildově geometrii
centrálně symetrického gravitačního pole.
Dostane-li se pozorovatel pod Schwarzschildovu sféru, je jeho
osud zpečetěn - za krátký interval vlastního času se nutně
dostane do bodu r=0, kde bude zničen nekonečnými slapovými
silami.
Singularity souřadnicové
a fyzikální
Z matematického hlediska se v obecné teorii relativity
vyskytují singularity - místa kde dochází k divergenci
metriky prostoročasu - v zásadě dvou druhů :
-> Singularity souřadnicové - zdánlivé
Jsou to body, kde singulární hodnoty metriky vznikají díky výběru souřadnic, nikoli skutečné fyzické singularitě
v prostoročase.
Můžeme si to ukázat na Schwarzchildově
geometrii :
Vypočítáme-li na základě koeficientů konexe (3.15)
komponenty Riemannova tenzoru křivosti ve Schwarzschildově
metrice (3.13) a přetransformujeme je do vztažné soustavy
padajícího pozorovatele, budou (ty z
nich, jež jsou nenulové) úměrné M/r3, např.
Rtrtr = -2M/r3 , RtJtJ = Rtjtj = M/r3 , RJjJj = 2M/r3 , RrJrJ = Rrjrj = -M/r3 , |
takže na
Schwarzschildově sféře dosahují hodnot řádu 1/M2;
podobně skalární invarianty (např. R= RiklmRiklm= 48M2/r6) tenzoru křivosti, které
nezávisí na souřadné soustavě. Křivost prostoročasu, a
tedy i gradienty gravitačních sil (slapové síly), jsou na
Schwarzschildově sféře konečné
- a tím menší,
čím je hmotnostní parametr M větší.
Dospíváme tak k závěru, že
singulární chování Schwarzschildova prostoročasového
elementu (3.13) pro r=2M nemá svůj původ v singulárním
charakteru geometrie prostoročasu na Schwarzschildově sféře,
ale je způsobeno použitými Schwarzschildovými souřadnicemi,
které se v tomto místě pro popis metriky nehodí. Přechodem k
jiné vhodné vztažné soustavě, např. k soustavě spojené s
volně padajícími testovacími částicemi, tato
pseudosingularita na Schwarzschildově sféře zmizí.
To, jakým způsobem může
"nevhodná" souřadnicová soustava způsobovat
zdánlivou singularitu, si můžeme názorně ilustrovat na
jednoduchém příkladě mapy zeměkoule. Sledujeme-li kulovou
plochu pomocí souřadnic udávajících "zeměpisnou"
šířku a délku J a j
(obr. a), budou se všechny
"poledníky" sbíhat v bodech "severního" a
"jižního" pólu, takže pro tyto body není
zeměpisná délka definována, metrický tenzor gjj je zde roven nule. Nebo podobně,
děláme-li mapu zeměkoule pomocí válcové projekce podle obr.
b, budou se obrazy P'
pólu P nacházet v nekonečnu a metrický tenzor gJJ®Ą.
Přitom však samotná geometrie kulové plochy v těchto pólech
je zcela normální - stačí pootočit kouli o určitý úhel a
body, které se v dřívější souřadnicové soustavě jevily
singulární, budou naprosto regulární a singulárními
se budou zdát jiné body, nové "póly".
![]() |
Příklad
pseudosingularity způsobené použitou souřadnicovou
soustavou. a) Bod P na kulové ploše (pól) se zdánlivě jeví jako singulární, protože v použitých souřadnicích pro něj není definována "zeměpisná délka". b) Zhotovujeme-li mapu zeměkoule pomocí válcové projekce, bude se pól P zdát singulární, protože jeho obraz P' bude v nekonečnu. |
Geometrie samotného prostoročasu je na
Schwarzschildově sféře zcela regulární,
pozorovatel může přes Schwarzschildovu sféru volně projít
během konečného intervalu vlastního času, nezjistí zde
lokálně ani nic zvláštního a bude pokračovat dále ve svém
pohybu. Použitím jiných souřadnicových systémů, jako jsou
Eddington-Filnkelstein nebo Krustal-Szekeres souřadnice (§3.4 "Schwarzschildova geometrie), lze singularitu na horizontu
událostí odstranit (převést ji na dvě
navazující souřadnicové mapy).
Zvláštnost prostoročasové geometrie na Schwarzschildově
sféře nespočívá tedy v nějakých nenormálních lokálních
vlastnostech prostoročasu, ale v její globální
vlastnosti horizontu událostí.
Souřadnicové singularity jsou
odstranitené, neboť nejsou spojeny s žádným lokálním
fyzikálním jevem *). Souřadnicové singularity mohou být odstraněny-transformovány změnou souřadnic.
*) Tak je tomu z hlediska
klasické fyziky makrosvěta. V kvantové fyzice však mohou
horizonty události lokálně "odseparovat"
vznikající virtuální částice a antičástice a způsobit
tím fyzikální jev emise reálných částic (§4.7 "Kvantové vyzařování
černých děr").
-> Singularity fyzikální - esenciální
Jinak je to s druhým singulárním místem v metrice (3.13) - bodem r=0.
Zde jak složky tenzoru křivosti (3.24), tak i jeho skalární
invarianty dosahují nekonečných hodnot, jsou zde tedy
nekonečně velké gradienty gravitačních sil. Částice,
která se dostane do bodu r=0 již ve svém pohybu nemůže
pokračovat dále, je těmito nekonečnými slapovými silami
rozdrcena, doslova přestane existovat v rámci daného prostoročasu.
Zde se jedná o skutečnou, esenciální fyzikální
singularitu
geometrie prostoročasu, kterou nelze
odstranit
žadnou volbou vztažné soustavy.
Vlastnostem skutečných prostoročasových
singularit a posouzení možností jejich existence je věnován
tento §3.7 a následující §3.8 a 3.9.
Názorným příznakem fyzikální
singularity by tedy mohla být gravitační singularita
křivosti - neomezeně velká křivost
prostoročasu v blízkém okolí singulárního bodu. S trochou nadsázky si
názorně můžeme gravitační singularitu připodobnit k
situaci, kdy nás gravitace neúprosně stlačuje až do
nekonečně malého bodu, čímž efektivně redukuje naši
existenci na nicotu!
Jak rozlišit
souřadnicovou a fyzikální singularitu ?
Metrika prostoročasu se obvykle vyjadřuje pomocí obecné
kvadratické formy elementu prostoročasového intervalu ds2 = gik
dxi dxk, jejímiž koeficienty jsou
komponenty metrického tenzoru gik(x0,x1,x2,x3) zadané jako funkce souřadnic - časové x0 a prostorových x1,2,3. V Minkovského rovinném prostoročase
STR se používají (pseudo)Euklidovské katrézské souřadnice,
v nichž ds2 = -dt2
+ dx2 + dy2 + dz2 - vztah (3.3). V polárních
souřadnicích (r,J,j) je
to ds2 = -dt2 + dr2 + r2(dJ2 + sin2J dj2) - vztah (3.4). V zakřiveném
prostoročase ve sférických prostorových souřadnicích (r,J,j) s počátkem r=0 je metrika ds2
= -gtt dt2 + grr
dr2 + r2(dJ2 + sin2J dj2) s metrickými koeficienty gtt(r), grr(r), gJJ = r2, gjj = r2 sin2J. Konkrétně
Schwarzschildova metrika je (3.13)
Z metrických
koeficientů gik se vypočítají Christiffelovy
koeficienty konexe Gikl , komponenty tenzoru křivosti Riklm a rovnice geodetiky
pro pohyb testovacích částic. Tyto údaje nám již
umožňují úplnou analýzu vlastností zkoumané metriky
(§3.2, 3.4, 3.5, 3.6).
Ve funkčních závislostech
metrických komponent můžeme najít místa (hodnoty
souřadnic), kde metrika vykazuje "patologické"
vlastnosti - divergence, nespojitosti, nekonečna. Avšak na
první pohled zpravidla nepoznáme, zda se jedná jen o
zdánlivé souřadnicové singularity, nebo o skutečné
singularity prostoročasu. Pro specifikaci povahy těchto
singularit můžeme postupovat dvěma způsoby :
-» Explicitně vyšetřovat geodetické pohyby testovacích částic - zda se při určité zkoumané
souřadnici nesetkají s nějakou divergencí či nekonečnem,
které by jim znemožňovalo pokračování v pohybu.
-» Číselné hodnoty metrických
koeficientů i složek tenzoru křivosti sice závisejí na
použité vztažné soustavě - vektorové bázi (která může v blízkosti singularity degenerovat), avšak algebraickou kombinací
složek metrického tenzoru gik a tenzoru křivosti Riklm lze
vytvořit skalární invarianty křivosti,
jejichž hodnoty jsou nezávislé na souřadnicové soustavě.
Jsou to určité kvadratické polynomy - součty druhých mocnin
složek tenzoru křivosti a metrického tenzoru. Základním
takovým skalárním invariantem křivosti je
R = Riklm Riklm , | (3.46) |
který vzniká zúžením Riemannova tenzoru
křivosti ve všech kovariantních a kontravariantních
složkách (nazývá se někdy
Kretschmanův skalár podle E.J.Kretchmanna, který jej
prozkoumal v r.1915; později bylo zformulováno několik
dalších invariantů křivosti). Takovéto
veličiny jsou účinným prostředkem pro detekci fyzikální
singularity. Kvantifikují míru zakřivení prostoročasu
nezávisle na souřadnicové soustavě. Pokud v určitém bodě
tato veličina diverguje do nekonečna, znamená to, že
singularita zde existuje univerzálně -
napříč všemi souřadnicovými systémy.
Pro Schwarzschildův prostoročas (3.13) skalární
invariant křivosti vychází
RSchw = 48.G2 M2/c4 r6 . | (3.47) |
Při dosažení r=0 je RSchw nekonečný (zakřivení se stane nekonečně velkým) - fyzikální singularita, avšak na horizontu r=2M zůstává konečný - souřadnicová singularita.
Nekompletnost geodetik
Singularity mají jednu společnou charakteristickou vlastnost:
světočára pozorovatele při setkání se singulárním bodem
(např. s r=0 ve Schwarzschildově geometrii) zde nespojitě končí
za konečný interval vlastního času. Tuto geodetiku nelze v
rámci existující variety dále prodloužit, objekt opisující
geodetiku prostě pro ni přestal
existovat a
nemůže být tedy již popsán žádným světobodem z dané
variety (obr.3.26) :
![]() |
Obr.3.26. Nekompletní geodetika G, která končí po uplynutí konečného vlastního času (resp. při konečné hodnotě afinního parametru) a dále ji již v rámci M nelze prodloužit, je příznakem prostoročasové singularity. |
Můžeme tedy říci,
že např. ve Schwarzschildově prostoročase existují geodetiky (jsou to konkrétně všechny ty geodetiky, jež
protínají Schwarzschildovu sféru), které mají jen konečnou celkovou
délku a nespojitě končí v oblasti r=0 po uplynutí
konečného intervalu vlastního času (popř.
při konečné hodnotě afinního parametru v případě
izotropních geodetik). Takové geodetiky jsou
"neúplné" (nekompletní). Pojem kompletnosti
a nekompletnosti lze rozšířit z geodetik i na obecné
světočáry, přičemž afinní parametr se nahradí
zobecněným afinním parametrem *).
*) Zobecněný afinní
parametr se zavádí následujícím způsobem [225],[127]:
1. V bodě pÎM, jímž prochází křivka C: x = x(t),
se zvolí trojrozměrná vektorová báze (e1,e2,e3) v tečném prostoru.
2. Paralelním přenosem podél křivky C lze získat vektorovou bázi v každém
bodě křivky (pro každou hodnotu t).
3. Tečný vektor V(t) = (¶
/¶t)x(t) v
každém bodě křivky lze vyjádřit pomocí přenesené báze: V = Va(t).ea .
4. Zobecněný afinní parametr se pak definuje integrálem l = pňx(t) (Vi Vi)1/2 dt; závisí na bodu p a na vektorové bázi ea v bodě p.
Jestliže x(t) je geodetika, je l
afinním parametrem na C: x=x(t). Zobecněný afinní parametr l
však lze zavést na libovolné křivce v M.
Definice 3.7 |
Světočára G se
nazývá úplná
(kompletní) v prostoročase (M,g),
jestliže je v M definována pro každou
hodnotu afinního parametru (vlastního času pro
trajektorie časového typu) lÎ(-Ą,+Ą). V opačném případě, světočára která má počáteční nebo koncový bod (za který ji již nelze v rámci M prodloužit) při konečné hodnotě afinního parametru l (vlastního času pro křivky časového typu), se nazývá nekompletní. |
Definice 3.8 |
Prostoročas (M,g) se
nazývá kompletní (resp.
geodeticky kompletní), jestliže každá světočára
(resp. každá geodetika) v M je
kompletní. V opačném případě se M nazývá nekompletní (resp. geodeticky nekompletní). |
Jinými slovy, v kompletním prostoročase M každá světočára G(l) konečné "délky"
(měřené zobecněným afinním parametrem l) má
koncový bod v M - je prodloužitelná.
Z příkladu Schwarzschildovy geometrie
(která je zjevně singulární) je vidět, že geodetická
nekompletnost - tedy existence neúplných časových a
izotropnich geodetik - je postačující podmínktou
singulárnosti prostoročasu. Z fyzikálního hlediska však
musíme považovat za singulární i takový prostoročas, který
je sice geodeticky kompletní, ale ve kterém existují nekompletní
časupodobné světočáry (ne-geodetiky). Fyzikální význam
nekompletnosti vzhledem ke světočárám prostorového typu, po
nichž se nemůže pohybovat žádný reálný objekt, není
jasný a proto ji zde nebudeme uvažovat.
Můžeme tedy konečně vyslovit obecnou
definici prostoročasové singularity:
Definice 3.9 (singularity prostoročasu) |
Nerozšiřitelný prostoročas (M,g) se
nazývá singulární,
jestliže obsahuje nekompletní světočáry časového
nebo izotropního typu. Body, ve kterých tyto světočáry končí při konečné hodnotě afinního parametru (vlastního času) a za které je již nelze v rámci M prodloužit, se nazývají prostoročasové singularity. |
Podmínka
"nerozšiřitelný" je v definici 3.9 proto, že
každý rozšiřitelný prostoročas automaticky obsahuje
nekompletní světočáry. Například vezmeme-li jen část
rovinného (a samozřejmě regulárního) Minkowskiho
prostoročasu, budou se zde vyskytovat neúplné geodetiky,
které budou končit (nebo začínat) na "okraji" námi
vymezené části tohoto prostoročasu. Tento jev by
samozřejmě nebylo rozumné považovat za singularitu. První
věta v definici 3.9 se dá též ekvivalentně říci takto:
Prostoročas (M,g) se nazývá
singulární, jestliže každá jeho extenze obsahuje
nekompletní světočáry
časového nebo izotropního typu.
Podle definice 3.9 jsme tedy za příznak
singularity prostoročasu zvolili přítomnost světočáry,
která v nějakém místě končí za konečný vlastní čas a
nemůže pokračovat dále. V příštím §3.7
bude ukázáno, za
jakých předpokladů takto definované singularity v prostoročasech
obecné teorie relativity vznikají.
Zbývá nám vyjasnit si fyzikální vlastnosti a strukturu singularit. Vybudovat "fyziku singularit" není nijak snadné, protože singularity jsou samy o sobě čímsi "nefyzikálním", co musí být vyloučeno z fyzikální variety M, aby tato zůstala varietou. Jedna z metod analýzy singularit byla navržena Gerochem [95] a Hawkingem [130] a dále zdokona Schmidtem [225]. Každé nekompletní světočáře se přiřadí příslušný "koncový bod", přičemž za totožné se považují ty koncové body, které přísluší takovým světočárám G1 a G2, že světočára G2 vchází do prostoročasové oblasti vzniklé kolem svštočáry G1 jejími malými variacemi, a tam již zůstává (obr.3.27). Takovým ztotožněním vznikají třídy ekvivalence koncových bodů nekompletních světočar a množina všech těchto tříd ekvivalence vytváří jistou hranici ¶M kolem singularity. Tato hranice je jednoznačně určena strukturou (M,g), tj. může být stanovena měřeními v nesingulárních bodech M.
![]() |
Obr.3.27. Kolem singularity se sestrojí jistá hranice ¶M, sestávající z tříd ekvivalence "koncových bodů" nekompletních světočár v M. Za totožné (tj. patřící do stejné třídy ekvivalence) se přitom považují koncové body takových světočar G1 a G2, kde G2 vchází do čárkované oblasti vznikající kolem G1 malými variacemi a již z ní nevychází. |
Že otázka definice a
klasifikace prostoročasových singularit není nijak
triviální, si můžeme ukázat na jednoduchém příkladě.
Vezmeme-li v úvahu pouze relativistickou kinematiku, můžeme si
představit raketu, která se v obyčejném Minkowskiho
prostoročase tak urychluje, že její světočára se stává
izotropní (raketa dosahuje rychlosti světla) natolik rychle,
že celkový interval vlastního času pozorovatele v
raketě bude konečný - světočára bude mít konečnou
"délku". Po uplynutí konečného času již raketu
nebude možno zobrazit žádným světobodem v daném Minkowskiho
prostoročase. Tato situace je však fyzikálně
neuskutečnitelná, protože raketa pohybující se po
takové světočáře by musela mít nekonečné množství
paliva. Geroch [96] ale zkonstruoval prostoročas, který je sice
geodeticky kompletní, ale obsahuje neúplné světočáry
časového typu s konečným zrychlením; z takového
prostoročasu by se dalo "uletět" na raketě s
konečnou zásobou paliva.
Intuitivně očekáváme, že singularita
souvisí s nekonečně velikou křivostí prostoročasu.
Skutečně, definice 3.9 toto zahrnuje, protože jednou z
příčin, proč nelze nějakou světočáru prodloužit za
určitý její bod, může být neomezeně velká křivost
prostoročasu v blízkosti tohoto místa. Neúplnost
prostoročasu však nemusí být vždy způsobena singularitou
křivosti. Byly zkonstruovány příklady, např. prostoročas
Taubův, Newmanův, Tamburinův a Untiho [188],[127], který
splňuje podmínky definice singularity 3.9 (obsahuje horizonty,
za něž nelze některé geodetiky prodloužit), ale přitom má
všude konečnou křivost. Neúplnost geodetik zde má spíše
topologický než metrický charakter. Prostoročasy tohoto druhu
jsou však čistě umělou konstrukcí a nemohou se uplatnit,
pokud je v prostoročase nějaká hmota. Obecně lze očekávat,
že ve fyzikálně reálných situacích budou singularity
prostoročasu skutečně způsobeny nekonečně velkou
křivostí, popř. její nespojitostí (stále
však mějme na paměti výše uvedenou diskusi "Fyzikální
nereálnost singularit"!).
Gravitace, černé díry a fyzika prostoročasu : | ||
Gravitace ve fyzice | Obecná teorie relativity | Geometrie a topologie |
Černé díry | Relativistická kosmologie | Unitární teorie pole |
Antropický princip aneb kosmický Bůh | ||
Jaderná fyzika a fyzika ionizujícího záření | ||
AstroNuklFyzika ® Jaderná fyzika - Astrofyzika - Kosmologie - Filosofie |