Tensor de Einstein
Na geometria diferencial , o tensor de Einstein , assim chamado em homenagem a Albert Einstein , é usado para expressar a curvatura de uma variedade pseudo-Riemanniana . Na relatividade geral , aparece na equação de campo de Einstein para descrever como o campo gravitacional é afetado pela presença de matéria.
História
O homônimo do tensor de Einstein é o físico Albert Einstein (1879-1955) que o construiu durante o desenvolvimento da relatividade geral . O historiador da ciência holandês Jeroen van Dongen apresenta o tensor como a resposta de Einstein à pergunta:
"Qual é a expressão apropriada de ?" μν - formado a partir da métrica e seus derivados, primeiro e segundo - que entra em uma equação de campo de formulário:
? μν = κT μν ,
com, no lado direito, o tensor de energia-momento T μν da matéria como o termo fonte? "
Como o tensor de Einstein é um tensor de curvatura, ele também é conhecido como tensor de curvatura de Einstein ; e, tendo Einstein construído com o tensor de Ricci (curvatura) , é também conhecido como tensor de Ricci-Einstein (curvatura) .
Notações
Após tensor de Einstein é geralmente denotado G . Mas, como não há notação padronizada, as notações D , E ou S podem se encontrar.
Fórmula do tensor de Einstein bidimensional
O tensor de Einstein é um tensor de ordem 2, o que significa esquematicamente que podemos representá-lo na forma de uma matriz , que possui 4 linhas e 4 colunas, bem como as coordenadas do espaço-tempo em que vivemos. É deduzido do tensor de Ricci pela fórmula
Gµν=Rµν-12Rgµν{\ displaystyle G _ {\ mu \ nu} = R _ {\ mu \ nu} - {\ frac {1} {2}} Rg _ {\ mu \ nu}}Gµν{\ displaystyle G _ {\ mu \ nu}}sendo o tensor de Einstein , o tensor de Ricci, a métrica Riemanniana do espaço-tempo e R a curvatura escalar , ou seja, o traço do tensor de Ricci. Em duas dimensões, está escrito:
Rµν{\ displaystyle R _ {\ mu \ nu}}gµν{\ displaystyle g _ {\ mu \ nu}}
Gxx=Rxx-12gxxR{\ displaystyle \ left.G_ {xx} = R_ {xx} - {\ frac {1} {2}} g_ {xx} R \ right.}ou
Gyy=Ryy-12gyyR{\ displaystyle \ left.G_ {yy} = R_ {yy} - {\ frac {1} {2}} g_ {yy} R \ right.}Essas duas expressões são iguais e até zero porque temos:
Rxx=gxxRxxxx+gyyRxyxy=gyyRxyxy=0+1gyyRxyxy{\ displaystyle \ left.R_ {xx} = g ^ {xx} R_ {xxxx} + g ^ {yy} R_ {xyxy} = g ^ {yy} R_ {xyxy} = 0 + {\ frac {1} { g_ {yy}}} R_ {xyxy} \ right.}R=gmnãoRmnão=gxxRxx+gyyRyy=1gxxRxx+1gyyRyy=2gxxgyyRxyxy{\ displaystyle R = g ^ {mn} R_ {mn} = g ^ {xx} R_ {xx} + g ^ {yy} R_ {yy} = {\ frac {1} {g_ {xx}}} R_ { xx} + {\ frac {1} {g_ {yy}}} R_ {yy} = {\ frac {2} {g_ {xx} g_ {yy}}} R_ {xyxy}}Gxx=1gyyRxyxy-12gxx2gxxgyyRxyxy=0{\ displaystyle G_ {xx} = {\ frac {1} {g_ {yy}}} R_ {xyxy} - {\ frac {1} {2}} g_ {xx} {\ frac {2} {g_ {xx } g_ {yy}}} R_ {xyxy} = 0}Teríamos o mesmo . O tensor de Einstein de uma superfície é identicamente zero, ao contrário do tensor de Riemann, que é verificado na esfera.
Gyy=0{\ displaystyle G_ {yy} = 0}
Propriedade fundamental
O tensor de Ricci é deduzido de outro tensor, o tensor de Riemann . Isso obedece a uma série de propriedades, uma das quais é chamada de identidade Bianchi . Isso, transposto para a definição do tensor de Einstein, implica que ele tem divergência zero:
DµGµν=0{\ displaystyle D _ {\ mu} G ^ {\ mu \ nu} = 0},
onde D é a derivada covariante , uma espécie de generalização do conceito usual de derivada no caso em que o espaço-tempo é curvado pela presença de matéria, e onde os chamados componentes covariantes são deduzidos daqueles chamados contravariantes pela fórmulaGµν{\ displaystyle G ^ {\ mu \ nu}}Gµν{\ displaystyle G _ {\ mu \ nu}}Gµν=gµαgνβGαβ{\ displaystyle G ^ {\ mu \ nu} = g ^ {\ mu \ alpha} g ^ {\ nu \ beta} G _ {\ alpha \ beta}}
Importância na relatividade geral
O tensor de Einstein é o único tensor de ordem dois envolvendo a métrica e suas derivadas até ordem dois que é de divergência zero. É, portanto, o candidato ideal para fazer parte das equações de Einstein , que relacionam a geometria do espaço-tempo (na verdade, o tensor de Einstein) à distribuição da matéria, descrita pelo tensor de energia-momento .
Tµν{\ displaystyle T _ {\ mu \ nu}}
Na ausência de uma constante cosmológica , o tensor de Einstein é proporcional ao tensor de energia-momento:
Gµν∝Tµν{\ displaystyle G _ {\ mu \ nu} \ propto T _ {\ mu \ nu}},
e a equação de Einstein é escrita da seguinte forma:
Gµν=κTµν=8πGvs4Tµν{\ displaystyle G _ {\ mu \ nu} = \ kappa T _ {\ mu \ nu} = {\ frac {8 \ pi G} {c ^ {4}}} T _ {\ mu \ nu}},
a constante de proporcionalidade κ , chamada de constante de Einstein , é ajustada para que as equações de Einstein se tornem equivalentes às leis da gravitação universal conectando o potencial gravitacional Φ à densidade µ no mesmo ponto de acordo com a chamada lei de Poisson , sendo G a constante de Newton e o Laplaciano .
ΔΦ=4πGµ{\ displaystyle \ Delta \ Phi = 4 \ pi G \ mu}Δ{\ displaystyle \ Delta}
Em outras palavras, a parte esquerda da fórmula descreve a curvatura (geometria) do espaço-tempo, a parte direita descreve o conteúdo do espaço-tempo.
Notas e referências
Notas
-
Em inglês: tensor de Einstein .
-
Em inglês: tensor de curvatura de Einstein .
-
Em inglês: tensor de Ricci-Einstein (curvatura) .
-
Com c = 1 : L μν = κT μν = 8π GT μν .
Referências
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Veja também
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Artigos relacionados
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