测地线效应
测地线效应（）或测地线进动（）是指在广义相对论预言下引力场的时空曲率对处于其中的具有自轉角动量的测试质量的运动状态所产生的影响，这种影响造成了测试质量的自轉角动量在引力场内沿测地线的进动。这种效应在今天成为了广义相对论的一种实验验证方法，并且已经由美国国家航空航天局于2004年发射的科学探测卫星“引力探测器B”在观测中证实。 历史 最早预言测地线效应的物理学家是爱因斯坦的好友兼同事、荷兰物理学家威廉·德西特（）， 他在广义相对论发表不到…
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显微镜卫星
等效原理观测阻力补偿微型卫星（Micro-Satellite à traînée Compensée pour l'Observation du Principe d'Equivalence），英文简称显微镜号 (MICROSCOPE)是法国国家太空研究中心一颗用以测试自由落体（等效原理）普遍性原理的300公斤级微型卫星， 其有效精度达10-15，较地球上高出100倍。2016年4月25日，它与哨兵1B及其他小型卫星一起发射，并在完成科…
廣義相對論入門
空间探测器完成的对广义相对论的高精度的验证：在地球和探测器之间传输的无线电信号（绿色的波）因为太阳的质量造成的时空（蓝色的线）弯曲而延迟。]] 广义相对论是一种关于引力的理论，它在1907年到1915年由爱因斯坦完成。根据广义相对论，物质之间的引力来自于时空的弯曲。 在广义相对论出现之前的200多年间，牛顿万有引力定律被广泛接受，它成功地解释了物质之间的引力作用。在牛顿的定律中，引力来自大质量物质之间的相互吸引。虽然牛顿也不知道这种力的…
克尔-纽曼度规
克尔-纽曼度规（），简称度规，是描述匀角速度旋转的带點電荷球体的引力场的度规，其数学表示是： :c^{2} d\tau^{2} = -\left(\frac{dr^2}{\Delta} + d\theta^2 \right) \rho^2 + \left(c \, dt - a \sin^2 \theta \, d\phi \right)^2 \frac{\Delta}{\rho^2} - \left(\left(r^2 + a^2 \…
弯曲时空中的麦克斯韦方程组
物理学中，弯曲时空中的麦克斯韦方程组（Maxwell's equations in curved spacetime）制约着弯曲时空（其间的度规可能不是闵可夫斯基性的）中的电磁场的动力学。它们可以被认为是真空中的麦克斯韦方程组在广义相对论框架中的扩展，而真空中的麦克斯韦方程组只是一般化的麦克斯韦方程组在局部平直时空中的特殊形式。但由于在广义相对论中电磁场本身的存在也会引起时空的弯曲，因此真空中的麦克斯韦方程组应被理解为一种出于方便的近似…
爱因斯坦-希尔伯特作用量
希尔伯特作用量或爱因斯坦-希尔伯特作用量（英文：）是广义相对论中能够导出爱因斯坦引力场方程（通过取变分得到时空度规的运动方程）的作用量，它最早由希尔伯特在1915年提出。从希尔伯特作用量导出爱因斯坦引力场方程的优点是多方面的：首先，它能够简单地将广义相对论理论和其他同样用作用量形式表示的经典场论（如麦克斯韦理论） 统一起来；其次，通过寻找这个作用量中包含的对称性可以轻易地根据诺特定理判别守恒量。在广义相对论中，作用量一般都被认为是度规（…
後牛頓形式論
在不同的引力度规理论中，决定时空度规的场方程具有很大的差异。但是，在弱场和慢运动及低能的情况下，几乎所有度规理论的时空度规都具有相同的结构，都可以写成闵可夫斯基度规加上微擾，并按照由系统的物质变量所定义的各种引力势的幂级数展开。各种度规理论都具有相同形式的度规展开式，它们的区别仅在于展开系数有不同的值。这样，就可以用一个统一的后牛顿理论来描述各种度规理论。这样一个统一的理论称为 参数化后牛顿（PPN）形式体系，度规展开式中的展开系数称为…
图科斯基方程
图科斯基方程（英文：）是康奈尔大学的索尔·图科斯基（）于二十世纪七十年代创立的克尔度规下的广义相对论引力场方程。方程的基本思想是在克尔几何的框架下应用微扰数值求解爱因斯坦场方程，其适用范围包括各种微扰场： :\left[ \frac{r^2 + a^2}{\Delta} - a^2 \sin^2 \theta \right] \frac{\partial^2 \psi}{\partial t^2} + \frac{4Mar}{\Delt…
引力坍缩
引力坍缩（英文：）是天体物理学上恒星或星际物质在自身物质的引力作用下向内塌陷的过程，产生这种情况的原因是恒星本身不能提供足够的作用力以平衡自身的引力，从而无法继续维持原有的流体静力学平衡，引力使恒星物质彼此拉近而产生坍缩。在天文学中，恒星形成或衰亡的过程都会经历相应的引力坍缩。特别地，引力坍缩被认为是Ib和Ic型超新星以及II型超新星形成的机制，大质量恒星坍缩成恆星黑洞时的引力坍缩也有可能是伽玛射线暴的形成机制之一。至今人们对引力坍缩在…
维迪雅度规
维迪雅度规描述了具有球对称的辐射引力场，是史瓦西度规在非静态情况下的推广，是维迪雅于1951年提出来的。其数学表示为： :\mathrm{d}\tau^2=\bigg(\frac{\dot{M}}{f(M)}\bigg)^2\bigg(1-\frac{2GM}{r}\bigg)\mathrm{d}t^2-\bigg(1-\frac{2GM}{r}\bigg)^{-1}\mathrm{d}r^2-r^2\mathrm{d}\Omega^2…
状态方程 (宇宙学)
在宇宙学中，宇宙的状态方程（英文：，）被描述为一个理想流体的状态方程。这个状态方程的特征参数是一个无量纲参数w\,，它等于宇宙的能量-动量张量中压力p\,和能量密度\rho\,的比值： w=p/\rho 。它同时和热力学中的状态方程以及理想气体状态方程有密切联系。 方程 一个理想气体的状态方程可以写作 :p = \rho_m RT = \rho_m C^2\, 其中\rho_m是质量密度，R\,是普适气体常数，T\,是温度，C = \s…