Espaço-tempo , na ciência física , conceito único que reconhece a união de espaço e tempo, proposto pela primeira vez pelo matemático Hermann Minkowski em 1908 como forma de reformular a teoria da relatividade especial de Albert Einstein (1905).
A intuição comum anteriormente não supunha nenhuma conexão entre espaço e tempo. O espaço físico era considerado plano e tridimensional. continuum — isto é, um arranjo de todas as localizações de pontos possíveis — ao qual os postulados euclidianos se aplicariam. Para tal variedade espacial , as coordenadas cartesianas pareciam mais naturalmente adaptadas e as linhas retas podiam ser convenientemente acomodadas. O tempo era visto independente do espaço – como um continuum separado e unidimensional , completamente homogêneo ao longo de sua extensão infinita . Qualquer “agora” no tempo poderia ser considerado como uma origem a partir da qual se pode levar a duração passada ou futura a qualquer outro instante de tempo. Sistemas de coordenadas espaciais em movimento uniforme ligados a contínuos de tempo uniformes representavam todos os movimentos não acelerados, a classe especial dos chamados referenciais inerciais. O universo de acordo com esta convenção foi chamado de newtoniano. Num universo newtoniano, as leis da física seriam as mesmas em todos os referenciais inerciais, de modo que não se poderia destacar um como representando um estado absoluto de repouso.
No Universo Minkowski , a coordenada de tempo de um sistema de coordenadas depende das coordenadas de tempo e espaço de outro sistema relativamente móvel de acordo com uma regra que constitui a alteração essencial necessária para a teoria da relatividade especial de Einstein; de acordo com a teoria de Einstein, não existe “simultaneidade” em dois pontos diferentes do espaço e, portanto, não existe tempo absoluto como no universo newtoniano. O universo Minkowski, como seu antecessor, contém uma classe distinta de referenciais inerciais, mas agora as dimensões espaciais, massa e velocidades são todas relativas ao referencial inercial do observador, seguindo leis específicas formuladas pela primeira vez por HA Lorentz , e mais tarde formando o regras centrais da teoria de Einstein e sua interpretação de Minkowski. Apenas a velocidade da luz é a mesma em todos os referenciais inerciais. Cada conjunto de coordenadas, ou evento espaço-temporal específico, em tal universo é descrito como um “aqui-agora” ou um “aqui-agora”, ponto mundial. Em todo referencial inercial , todas as leis físicas permanecem inalteradas.
A teoria geral da relatividade de Einstein (1916) novamente faz uso de um espaço-tempo quadridimensional, mas incorpora efeitos gravitacionais. A gravidade não é mais pensada como uma força, como no sistema newtoniano, mas como causa de uma “deformação” do espaço-tempo, um efeito descrito explicitamente por um conjunto de equações formuladas por Einstein. O resultado é um espaço-tempo “curvo”, em oposição ao espaço-tempo “plano” de Minkowski, onde as trajetórias das partículas são linhas retas em um sistema de coordenadas inerciais. No espaço-tempo curvo de Einstein, uma extensão direta da noção de espaço curvo de Riemann (1854), uma partícula segue umlinha mundial , ou geodésica, um tanto análoga à maneira como uma bola de bilhar em uma superfície deformada seguiria um caminho determinado pela deformação ou curvatura da superfície. Um dos princípios básicos da relatividade geral é que dentro de um contêiner seguindo uma geodésica do espaço-tempo, como um elevador em queda livre ou um satélite orbitando a Terra, o efeito seria o mesmo de uma ausência total de gravidade . Os caminhos dos raios de luz também são geodésicas do espaço-tempo, de um tipo especial, chamada “geodésica nula”. A velocidade da luz novamente tem a mesma velocidade constante c.
Tanto nas teorias de Newton quanto nas de Einstein, a rota das massas gravitacionais até os caminhos das partículas é bastante indireta. Na formulação newtoniana, as massas determinam a força gravitacional total em qualquer ponto, que pela terceira lei de Newton determina a aceleração da partícula. O caminho real, como na órbita de um planeta , é encontrado resolvendo uma equação diferencial . Na relatividade geral, é preciso resolver as equações de Einstein para uma determinada situação para determinar a estrutura correspondente do espaço-tempo e, em seguida, resolver um segundo conjunto de equações para encontrar a trajetória de uma partícula. Contudo, ao invocar o princípio geral da equivalência entre os efeitos da gravidade e da aceleração uniforme, Einstein conseguiu deduzir certos efeitos, como o desvio da luz ao passar por um objeto massivo, como uma estrela .
A primeira solução exata das equações de Einstein, para uma única massa esférica, foi realizada por um astrônomo alemão,Karl Schwarzschild (1916). Para as chamadas massas pequenas, a solução não difere muito daquela fornecida pela lei gravitacional de Newton, mas o suficiente para explicar o tamanho até então inexplicável do avanço do periélio de Mercúrio. Para massas “grandes” a solução de Schwarzschild prevê propriedades incomuns. Observações astronômicas de estrelas anãs eventualmente levaram os físicos americanos J. Robert Oppenheimer e H. Snyder (1939) a postular estados superdensos da matéria. Estas e outras condições hipotéticas de colapso gravitacional foram confirmadas em descobertas posteriores de pulsares, estrelas de nêutrons e buracos negros.
Um artigo subsequente de Einstein (1917) aplica a teoria da relatividade geral à cosmologia e, de fato, representa o nascimento da cosmologia moderna. Nele, Einstein procura modelos de todo o universo que satisfaçam suas equações sob suposições adequadas sobre a estrutura em grande escala do universo, como sua “homogeneidade”, o que significa que o espaço-tempo parece igual em qualquer parte como em qualquer outra parte. (o “princípio cosmológico”). Sob esses pressupostos, as soluções pareciam implicar que o espaço-tempo estava a expandir-se ou a contrair-se e, para construir um universo que não o fizesse, Einstein adicionou um termo extra às suas equações, a chamada “constante cosmológica”. Quando evidências observacionais revelaram mais tarde que o universo parecia de fato estar em expansão, Einstein retirou essa sugestão. No entanto, uma análise mais detalhada da expansão do Universo durante o final da década de 1990 levou mais uma vez os astrónomos a acreditar que uma constante cosmológica deveria de facto ser incluída nas equações de Einstein.
Autores: Os editores da Enciclopédia Britânica
Tanto nas teorias de Newton quanto nas de Einstein, a rota das massas gravitacionais até os caminhos das partículas é bastante indireta. Na formulação newtoniana, as massas determinam a força gravitacional total em qualquer ponto, que pela terceira lei de Newton determina a aceleração da partícula. O caminho real, como na órbita de um planeta , é encontrado resolvendo uma equação diferencial . Na relatividade geral, é preciso resolver as equações de Einstein para uma determinada situação para determinar a estrutura correspondente do espaço-tempo e, em seguida, resolver um segundo conjunto de equações para encontrar a trajetória de uma partícula. Contudo, ao invocar o princípio geral da equivalência entre os efeitos da gravidade e da aceleração uniforme, Einstein conseguiu deduzir certos efeitos, como o desvio da luz ao passar por um objeto massivo, como uma estrela .
A primeira solução exata das equações de Einstein, para uma única massa esférica, foi realizada por um astrônomo alemão,Karl Schwarzschild (1916). Para as chamadas massas pequenas, a solução não difere muito daquela fornecida pela lei gravitacional de Newton, mas o suficiente para explicar o tamanho até então inexplicável do avanço do periélio de Mercúrio. Para massas “grandes” a solução de Schwarzschild prevê propriedades incomuns. Observações astronômicas de estrelas anãs eventualmente levaram os físicos americanos J. Robert Oppenheimer e H. Snyder (1939) a postular estados superdensos da matéria. Estas e outras condições hipotéticas de colapso gravitacional foram confirmadas em descobertas posteriores de pulsares, estrelas de nêutrons e buracos negros.
Um artigo subsequente de Einstein (1917) aplica a teoria da relatividade geral à cosmologia e, de fato, representa o nascimento da cosmologia moderna. Nele, Einstein procura modelos de todo o universo que satisfaçam suas equações sob suposições adequadas sobre a estrutura em grande escala do universo, como sua “homogeneidade”, o que significa que o espaço-tempo parece igual em qualquer parte como em qualquer outra parte. (o “princípio cosmológico”). Sob esses pressupostos, as soluções pareciam implicar que o espaço-tempo estava a expandir-se ou a contrair-se e, para construir um universo que não o fizesse, Einstein adicionou um termo extra às suas equações, a chamada “constante cosmológica”. Quando evidências observacionais revelaram mais tarde que o universo parecia de fato estar em expansão, Einstein retirou essa sugestão. No entanto, uma análise mais detalhada da expansão do Universo durante o final da década de 1990 levou mais uma vez os astrónomos a acreditar que uma constante cosmológica deveria de facto ser incluída nas equações de Einstein.
Autores: Os editores da Enciclopédia Britânica
