ສູດແຮງໂນ້ມຖ່ວງ
ແຮງໂນ້ມຖ່ວງແມ່ນໜຶ່ງໃນປະກົດການທຳມະຊາດທີ່ສຳຄັນ ແລະ ພື້ນຖານທີ່ສຸດໃນຟີຊິກສາດ. ມັນແມ່ນແຮງທີ່ດຶງດູດວັດຖຸສອງອັນທີ່ມີມວນສານທີ່ແນ່ນອນເຂົ້າຫາກັນ. ແນວຄວາມຄິດຂອງແຮງໂນ້ມຖ່ວງໄດ້ຖືກສຶກສາຢ່າງເລິກເຊິ່ງຄັ້ງທຳອິດໂດຍ Sir Isaac Newton ໃນສະຕະວັດທີ 17, ແລະ ນັບຕັ້ງແຕ່ນັ້ນມາ, ຄວາມເຂົ້າໃຈຂອງພວກເຮົາກ່ຽວກັບແຮງໂນ້ມຖ່ວງໄດ້ກ້າວໜ້າຢ່າງຫຼວງຫຼາຍ, ໂດຍມີການປະກອບສ່ວນທີ່ສຳຄັນຈາກທິດສະດີສຳພັນພາບທົ່ວໄປຂອງ Albert Einstein. ບົດຄວາມນີ້ຈະທົບທວນແນວຄວາມຄິດຂອງແຮງໂນ້ມຖ່ວງ, ສູດພື້ນຖານຂອງ Newton ສຳລັບແຮງໂນ້ມຖ່ວງ, ແລະ ວິທີທີ່ທິດສະດີແຮງໂນ້ມຖ່ວງໄດ້ພັດທະນາໄປຕາມການເວລາ.
ເຂົ້າໃຈແຮງໂນ້ມຖ່ວງ
ແຮງໂນ້ມຖ່ວງແມ່ນແຮງດຶງດູດທີ່ເກີດຂຶ້ນລະຫວ່າງສອງວັດຖຸທີ່ມີມວນສານ. ແຮງນີ້ມີຄວາມຮັບຜິດຊອບຕໍ່ປະກົດການທາງທຳມະຊາດຕ່າງໆ, ເຊັ່ນ: ການຕົກລົງຂອງວັດຖຸລົງພື້ນດິນ, ການເຄື່ອນທີ່ຂອງດາວເຄາະອ້ອມດວງອາທິດ, ແລະ ການສ້າງໂຄງສ້າງຂອງຈັກກະວານຂະໜາດໃຫຍ່. ເຖິງແມ່ນວ່າແຮງໂນ້ມຖ່ວງແມ່ນໜຶ່ງໃນສີ່ກຳລັງພື້ນຖານໃນຈັກກະວານ, ແຕ່ມັນເປັນແຮງທີ່ອ່ອນແອທີ່ສຸດເມື່ອທຽບກັບແຮງນິວເຄຼຍທີ່ແຮງ, ແຮງນິວເຄຼຍທີ່ອ່ອນແອ, ແລະ ແຮງແມ່ເຫຼັກໄຟຟ້າ. ເຖິງຢ່າງໃດກໍ່ຕາມ, ແຮງໂນ້ມຖ່ວງມີຂອບເຂດທີ່ບໍ່ມີຂອບເຂດ, ເຊິ່ງເຮັດໃຫ້ມັນມີຄວາມສຳຄັນຫຼາຍໃນລະດັບຈັກກະວານ.
ກົດເກນແຮງໂນ້ມຖ່ວງຂອງນິວຕັນ
ສູດທີ່ຮູ້ຈັກກັນດີທີ່ສຸດສຳລັບແຮງໂນ້ມຖ່ວງແມ່ນກົດເກນແຮງໂນ້ມຖ່ວງຂອງນິວຕັນ, ເຊິ່ງລະບຸວ່າແຮງໂນ້ມຖ່ວງລະຫວ່າງສອງວັດຖຸແມ່ນສັດສ່ວນໂດຍກົງກັບຜົນຄູນຂອງມວນສານຂອງມັນ ແລະ ສັດສ່ວນກົງກັນຂ້າມກັບກຳລັງສອງຂອງໄລຍະຫ່າງລະຫວ່າງຈຸດໃຈກາງມວນສານຂອງມັນ. ໃນທາງຄະນິດສາດ, ສູດນີ້ສະແດງອອກເປັນ:
\[ F = G \frac{m_1 \cdot m_2}{r^2} \]
ຢູ່ໃສ:
-\( F\) ແມ່ນແຮງໂນ້ມຖ່ວງລະຫວ່າງສອງວັດຖຸ (ນິວຕັນ, N),
- \( G \) ແມ່ນຄ່າຄົງທີ່ຂອງແຮງໂນ້ມຖ່ວງສາກົນ (\( 6.67430 \times 10^{-11} \, \text{Nm}^2/\text{kg}^2 \)),
- \( m_1 \) ແລະ \( m_2 \) ແມ່ນມວນສານຂອງວັດຖຸສອງຢ່າງ (ກິໂລກຣາມ, kg),
– \( r \) ແມ່ນໄລຍະຫ່າງລະຫວ່າງຈຸດໃຈກາງມວນສານຂອງວັດຖຸສອງອັນ (ແມັດ, m).
ຄ່າຄົງທີ່ແຮງໂນ້ມຖ່ວງສາກົນ (G)
ຄ່າຄົງທີ່ຂອງແຮງໂນ້ມຖ່ວງທົ່ວໄປ, \(G\), ເປັນຕົວຄູນທີ່ນ້ອຍຫຼາຍ ແລະ ຍາກທີ່ຈະວັດແທກດ້ວຍຄວາມແມ່ນຍຳສູງ. ເຖິງຢ່າງໃດກໍ່ຕາມ, ການວັດແທກທີ່ປະສົບຜົນສຳເລັດຄັ້ງທຳອິດແມ່ນເຮັດໂດຍ Henry Cavendish ໃນປີ 1798. ການທົດລອງຂອງລາວ, ທີ່ຮູ້ຈັກກັນໃນນາມ "ການທົດລອງ Cavendish," ໄດ້ໃຊ້ລຳແສງບິດເພື່ອວັດແທກແຮງທີ່ນ້ອຍຫຼາຍລະຫວ່າງມວນສານທີ່ຮູ້ຈັກ.
ການນຳໃຊ້ສູດແຮງໂນ້ມຖ່ວງຂອງນິວຕັນ
ກົດເກນແຮງໂນ້ມຖ່ວງຂອງນິວຕັນມີການນຳໃຊ້ທີ່ສຳຄັນຫຼາຍຢ່າງ. ໜຶ່ງໃນນັ້ນແມ່ນການຄິດໄລ່ນ້ຳໜັກຂອງວັດຖຸຕ່າງໆເທິງໜ້າດິນຂອງໂລກ. ນ້ຳໜັກແມ່ນແຮງໂນ້ມຖ່ວງທີ່ກະທຳຕໍ່ມວນສານຂອງວັດຖຸ. ສູດສຳລັບການຄິດໄລ່ນ້ຳໜັກ (W) ແມ່ນ:
\[ W = m \cdot g \]
ຢູ່ໃສ:
- \( W \) ແມ່ນນ້ຳໜັກຂອງວັດຖຸ (ນິວຕັນ, N),
– \( m \) ແມ່ນ ມວນສານຂອງວັດຖຸ (ກິໂລກຣາມ, ກິໂລກຣາມ),
- \( g \) ແມ່ນຄວາມເລັ່ງຍ້ອນແຮງໂນ້ມຖ່ວງຢູ່ເທິງໂລກ (ປະມານ \( 9.8 \, \text{m/s}^2 \) ເທິງໜ້າໂລກ).
ກົດໝາຍສະບັບນີ້ຍັງຖືກນໍາໃຊ້ເພື່ອຄິດໄລ່ວົງໂຄຈອນຂອງດາວເຄາະ, ດວງຈັນ ແລະ ດາວທຽມທຽມ. ໃນສະພາບການຂອງດາລາສາດ, ສູດນີ້ຊ່ວຍໃຫ້ພວກເຮົາເຂົ້າໃຈວ່າດາວເຄາະມີປະຕິສຳພັນກັບກັນ ແລະ ດວງດາວຂອງມັນແນວໃດ.
ຂໍ້ຈຳກັດຂອງກົດແຮງໂນ້ມຖ່ວງຂອງນິວຕັນ
ເຖິງແມ່ນວ່າກົດເກນແຮງໂນ້ມຖ່ວງຂອງນິວຕັນຈະເປັນປະໂຫຍດ ແລະ ຖືກຕ້ອງຫຼາຍໃນຫຼາຍໆສະຖານະການ, ແຕ່ມັນມີຂໍ້ຈຳກັດທີ່ເກີດຂຶ້ນພາຍໃຕ້ເງື່ອນໄຂສະເພາະ. ຂໍ້ຈຳກັດໜຶ່ງດັ່ງກ່າວແມ່ນຢູ່ໃນລະດັບຂອງຈັກກະວານທີ່ໃຫຍ່ຫຼາຍ ຫຼື ໃນສະໜາມແຮງໂນ້ມຖ່ວງທີ່ແຮງຫຼາຍ, ເຊັ່ນ: ໃກ້ກັບຂຸມດຳ. ໃນກໍລະນີເຫຼົ່ານີ້, ທິດສະດີສຳພັນພາບທົ່ວໄປຂອງ Albert Einstein ໃຫ້ຄຳອະທິບາຍທີ່ຖືກຕ້ອງກວ່າກ່ຽວກັບແຮງໂນ້ມຖ່ວງ.
ທິດສະດີທົ່ວໄປກ່ຽວກັບສຳພັນພາບຂອງໄອນ໌ສະໄຕນ໌
ອັລເບີດ ໄອນ໌ສະໄຕນ໌ ໄດ້ສະເໜີທິດສະດີສຳພັນພາບທົ່ວໄປຂອງລາວໃນປີ 1915, ເຊິ່ງໄດ້ປະຕິວັດຄວາມເຂົ້າໃຈຂອງພວກເຮົາກ່ຽວກັບແຮງໂນ້ມຖ່ວງ. ໃນທິດສະດີນີ້, ແຮງໂນ້ມຖ່ວງບໍ່ແມ່ນແຮງທີ່ກະທຳລະຫວ່າງມວນສານ, ແຕ່ເປັນຜົນມາຈາກຄວາມໂຄ້ງຂອງອະວະກາດ-ເວລາທີ່ເກີດຈາກມວນສານ ແລະ ພະລັງງານ. ສູດພື້ນຖານຂອງທິດສະດີສຳພັນພາບທົ່ວໄປແມ່ນສົມຜົນສະໜາມຂອງໄອນ໌ສະໄຕນ໌:
\[ R_{\mu\nu} – \frac{1}{2} R g_{\mu\nu} + \Lambda g_{\mu\nu} = \frac{8\pi G}{c^4} T_{\mu\nu} \]
ຢູ່ໃສ:
– \( R_{\mu\nu} \) ແມ່ນເທັນເຊີຣິກຊີທີ່ອະທິບາຍເຖິງຄວາມໂຄ້ງຂອງອະວະກາດ-ເວລາ,
- \( R \) ເປັນສະເກລາຣິກຊີ,
– \( g_{\mu\nu} \) ແມ່ນ tensor ເມຕຣິກ ທີ່ກຳນົດເລຂາຄະນິດຂອງອະວະກາດ-ເວລາ,
- \( \Lambda \) ແມ່ນຄ່າຄົງທີ່ຂອງຈັກກະວານ,
- \( G \) ແມ່ນຄ່າຄົງທີ່ຂອງແຮງໂນ້ມຖ່ວງ,
– \( c \) ແມ່ນຄວາມໄວຂອງແສງໃນສູນຍາກາດ,
– \( T_{\mu\nu} \) ແມ່ນເທັນເຊີພະລັງງານ-ໂມເມນຕຳ ທີ່ອະທິບາຍການແຈກຢາຍຂອງພະລັງງານ ແລະ ໂມເມນຕຳໃນອະວະກາດ-ເວລາ.
ທິດສະດີທົ່ວໄປກ່ຽວກັບທິດສະດີສຳພັນພາບຊ່ວຍໃຫ້ພວກເຮົາເຂົ້າໃຈປະກົດການຕ່າງໆທີ່ກົດໝາຍແຮງໂນ້ມຖ່ວງຂອງນິວຕັນບໍ່ສາມາດອະທິບາຍໄດ້, ເຊັ່ນ: ການເລນຂອງແຮງໂນ້ມຖ່ວງ, ການໂຄຈອນກ່ອນຂອງດາວພຸດ, ແລະ ການຂະຫຍາຍຕົວຂອງຈັກກະວານ. ມັນຍັງຄາດຄະເນການມີຢູ່ຂອງຄື້ນແຮງໂນ້ມຖ່ວງ, ເຊິ່ງຖືກກວດພົບໂດຍກົງເປັນຄັ້ງທຳອິດໂດຍ Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO) ໃນປີ 2015.
ການຄົ້ນພົບ ແລະ ການພັດທະນາທີ່ຜ່ານມາ
ການຄົ້ນພົບຄື້ນຄວາມໂນ້ມຖ່ວງແມ່ນໜຶ່ງໃນຜົນສຳເລັດທີ່ຍິ່ງໃຫຍ່ທີ່ສຸດໃນຟີຊິກສາດສະໄໝໃໝ່, ເຊິ່ງເປັນຫຼັກຖານໂດຍກົງສຳລັບການຄາດຄະເນທີ່ສຳຄັນອັນໜຶ່ງຂອງທິດສະດີສຳພັນພາບທົ່ວໄປ. ການຄົ້ນພົບນີ້ເປີດໜ້າຕ່າງໃໝ່ສູ່ຈັກກະວານ ແລະ ການສຶກສາເຫດການທາງຈັກກະວານທີ່ຮຸນແຮງ, ເຊັ່ນ: ການປະທະກັນລະຫວ່າງຂຸມດຳ ແລະ ດາວນິວຕຣອນ.
ຍິ່ງໄປກວ່ານັ້ນ, ການຄົ້ນຄວ້າກ່ຽວກັບສານມືດ ແລະ ພະລັງງານມືດຊີ້ໃຫ້ເຫັນວ່າແຮງໂນ້ມຖ່ວງອາດມີລັກສະນະທີ່ຍັງບໍ່ທັນເຂົ້າໃຈຢ່າງເຕັມສ່ວນ. ສານມືດ ແລະ ພະລັງງານມືດເບິ່ງຄືວ່າຄອບງຳຈັກກະວານ, ແຕ່ພວກມັນບໍ່ໄດ້ປ່ອຍ ຫຼື ດູດຊຶມແສງສະຫວ່າງ, ເຮັດໃຫ້ພວກມັນຍາກທີ່ຈະກວດພົບໂດຍກົງ. ຢ່າງໃດກໍຕາມ, ຜົນກະທົບຂອງແຮງໂນ້ມຖ່ວງຂອງສານມືດສາມາດສັງເກດເຫັນໄດ້ຜ່ານເລນແຮງໂນ້ມຖ່ວງ ແລະ ການເຄື່ອນທີ່ຂອງກາລັກຊີ.
ສະຫຼຸບ
ກົດແຮງໂນ້ມຖ່ວງແມ່ນໜຶ່ງໃນແນວຄວາມຄິດພື້ນຖານ ແລະ ສຳຄັນທີ່ສຸດໃນຟີຊິກສາດ, ເຊິ່ງໄດ້ປ່ຽນແປງວິທີທີ່ພວກເຮົາເຂົ້າໃຈຈັກກະວານ. ຕັ້ງແຕ່ກົດແຮງໂນ້ມຖ່ວງຂອງນິວຕັນ ຈົນເຖິງທິດສະດີສຳພັນພາບທົ່ວໄປຂອງໄອນ໌ສະໄຕນ໌, ຄວາມເຂົ້າໃຈຂອງພວກເຮົາກ່ຽວກັບແຮງໂນ້ມຖ່ວງໄດ້ພັດທະນາຢ່າງຫຼວງຫຼາຍ. ການຄົ້ນຄວ້າ ແລະ ການຄົ້ນພົບທີ່ຜ່ານມາຍັງສືບຕໍ່ທ້າທາຍ ແລະ ເຮັດໃຫ້ຄວາມເຂົ້າໃຈຂອງພວກເຮົາເລິກເຊິ່ງຂຶ້ນ, ປູທາງໃຫ້ແກ່ການຄົ້ນພົບໃນອະນາຄົດ. ແຮງໂນ້ມຖ່ວງຍັງຄົງເປັນຂົງເຂດການຄົ້ນຄວ້າທີ່ມີການເຄື່ອນໄຫວ ແລະ ໜ້າຕື່ນເຕັ້ນຫຼາຍ, ໂດຍມີຄວາມລຶກລັບຫຼາຍຢ່າງທີ່ຍັງບໍ່ທັນໄດ້ຮັບການແກ້ໄຂ.
