Rörelsemängd och energi
Naturlagarna skall gälla i alla ”interial”system.
Bl.a. gäller att: Energi och rörelsemängd bevaras i all växelverkan
Relativistisk rörelsemängd: p = 1 −m
(
uu2 c2)
= γmu Där u är partikelns hastighetsvektor.Med |u| = βc fås p = mβγc
Om vi utnyttjar att Newtons andra lag kan skrivas fås relativistiskt:
dt d p F =
( u)
F p m
dtd dt
d = γ
= Ur vilket vi kan beräkna accelerationen då F || u:
( ) ( ) ( ( ) )
m(
u c)
dtdudt c du c u
u u c
u c m
u mu dtd
F 2 2 3/2 2 2 2 2 2 3/2
2
2 1 1
2 1 2
1
−
− ⎥ = −
⎦
⎢ ⎤
⎣
⎡ ⎟+ −
⎠
⎜ ⎞
⎝
⎛
− −
−
− =
=
(
1 u2 c2)
3/2m F dt
a = du = − Extremfall: u = 0 ger a =F/m (Newton), u =c ger a = 0.
Föreläsning 3:
Relativistisk energi
Om vi betraktar tillskott till kinetisk energi som utfört arbete för att accelerera från 0 till u kan vi integrera F dx, dvs från x1 där u = 0 till x2 där u = u, mha substitution dx = u dt
och att (du/dt ) u dt = u du
dt dx dp
( )
[ ] (
2 2)
22
0 1 2 2 3/2 1 mc
c u mc c
u m udu
Ekin u −
= −
−
=
∫
Ekin = 1 −mc(
u22 c2)
−mc2Einstein: viloenergi E = mc2
2
2 E mc
mc
E = γ = kin +
Total relativistisk energi:
Mha p = mβγc och lite räkning 4
2 2
2
2 p c m c
E = +
För foton med massan 0:
E = pc
Relativistisk energi (forts)
Invarianta massan M ändras inte under
Lorentz-transformationen (karakteriserar en partikel i form av vilomassa)
2
2 2 2
c
c M = E − p
I bevarad energi ingår summan av kinetisk energi och massenergi.
Exempel: π+ (partikel som består av upp-kvark och anti-ner-kvark) i vila sönderfaller:
π+ → μ+ + νμ I labbet har μ+ kinetiska energi mätts till 4,3 MeV, dess vilomassa är 105,66 MeV/c2. Neutrinon kan betraktas som masslös.
μ+: rörelsemängd ges urp2c2= E2 – m2c4 där E =Ekin + mc2 = 4,3 + 105,66 MeV = 109,96 MeV ger p ≈ 30,37 MeV/c.
νμ: massan = 0. Rörelsemängden bevaras och då π+ var i vila, dvs p=0 måste neutrinen ha p ≈ 30,37 MeV/c motsatt riktat μ+ rörelsemängd. ⇒ Eν=pc = 30,37 MeV.
Invarianta massan: M = 1/c2 ((∑E)2 –(∑pc)2)½= 1/c2 ((109,96+30,37)2 – 0)½ ≈ 140 MeV/c2
( ur tabell: 139,6 MeV/c2)
Rumstiden
(ingår kursivt)Inför fyrdimensionell rumstid: (x, y, z, ct ) (Minkowski rummet)
Betrakta två händelser E1 och E2 med
koordinater (x1,t1) och (x2,t2) enligt figur.
Inför begreppet rumstidsintervall som (∆s)2= (c∆t )2 - (∆x)2= (c(t2-t1))2 – (x2-x1)2 Pss har vi i S´ systemet:
(∆s´ )2= (c∆t´ )2 - (∆x´ )2= (c(t´2-t´1))2 – (x´2-x´1)2 men x´=γ( x –vt ) och t´= γ(t - vx/c2)
Efter insättning och omstuvning fås (∆s´ )2= (c∆t´ )2 - (∆x´ )2= (∆s)2
∆s är invariant under Lorentz-transformationen
För att en händelse skall kunna orsaka en annan måste:
(∆s)2 > 0 (“timelike”)
Med (∆s)2 = 0 gäller att c∆t = |∆x| (“lightlike”)
Rumstiden (forts)
För att en händelse skall kunna orsaka en annan måste:
(∆s)2 > 0 (“timelike”)
Med (∆s)2 = 0 gäller att c∆t = |∆x| (“lightlike”)
För den intresserade (överkurs):
Mha fyrvektorer kan nu Lorentztransformastionen skrivas på matrisform:
För rörelsemängd och energi fås:
Allmänna relativitetsteorin
Gravitation (från Newtonsk mekanik): 2´ r
m G m
Fg = g g massa attraherande egenskap i gravitation Samtidigt har vi massa som tröghetsegenskap mot förändring av hastighet:
G är vald så att mg och miär lika.
∑
F =miaEinstein (1916) i allmänna relativitetsteorin.
• Samma naturlagar gäller för alla observatörer i vilket referenssystem som helst vare sig det är accelererande eller ej.
• I närheten av varje punkt är gravitationsfältet ekvivalent med ett accelererande referenssystem utan gravitationsfält.
Gravitationen ⇒ krökning av rumstiden.
(a) och (d), gravitation
(b) och (c), kraft, ingen gravitation
(a) = (b) (c) = (d)
Ur E =mc2 och E = hf får vi att ljus har en effektiv tröghetsmassa meff =hf/c2 (även om fotonen är masslös, dvs vilomassa=0)
Gravitationens påverkan på ljus
Ljus bör därför böjas av kring mobjekt med hög massa, t.ex. solen.
Detta har observerats!
Även gravitationella linser i form av utslocknade stjärnor i halon kring galaxer har observerats (MACHO = MAssive Compact Halo Object)
(men inte i den omfattning att mängden av massa i halon kan förklaras.
Kanske är WIMP =Weakly Interacting Massive Particle Förklaringen. Se sista föreläsningen)
Gravitationens påverkan på ljus (forts)
Studera ljus från massiv stjärna. Vid ytan är ljusets frekvens f. Vad är frekvensen f ´ på mycket stort avstånd?
Använd energibetraktelse. Potentiella energin pga gravitationen på stjärnans yta vid radie Rs (om =0 vid ∞) = -GMm/Rs men m
=hf /c2.
⎟⎠
⎜ ⎞
⎝
− ⎛
=
−0 2
´ c
hf R
hf GM
hf s ⎟⎟
⎠
⎞
⎜⎜
⎝
⎛ −
= 1 2
´ R c
f GM
f s
⇒
Exempel:
Stjärna med solens massa = 1,99·1030kg och jordens radie = 6,37·106 m
( )( )
(
11 6 2)(
2 8 230)
312
10 31 , s 2
/ 10 00 , 3 m 10 6,37
kg 10 99 ,1 kg / Nm 10
67 , 6
∆
´
− −
⋅
−
⋅ ≈
⋅
⋅
⋅
− ⋅
=
=
−
=
− =
c R ff GM ff
f
s
Gör t.ex. att ljus med våglängd 300 nm skiftas till till 300,07 nm.
Gravitationellt rödskift
Om GM /Rsc2 > 1: Inget ljus kan slippa ut.
Svart hål⇓
Gravitationsvågor
Allmänna relativitetsteorin tillåter en vågliknande till gravitationsfältet på motsvarande sätt som
elektromagnetismen.
Partikelekvivalent: gravitonen, masslös
Problem: mycket svagare än elektromagnetisk växelverkan. Extremt svår att detektera. Indirekt bevis från pulsarer. ”Katastrofisk händelse” t.ex.
supernova skulle kunna ge detekterbar signal på jorden.
Princip för detektion: stång expanderas i viss riktning och komprimeras i vinkelräta riktningen pga
gravitationsvåg. Mätes med interferometer. VIRGO utanför Pisa