Historia ogólnej teorii względności

Ogólna teoria względności to teoria grawitacji opracowana przez Alberta Einsteina w latach 1907–1915, przy współudziale wielu innych osób po 1915 r. Zgodnie z ogólną teorią względności obserwowane przyciąganie grawitacyjne między masami wynika z zakrzywienia przestrzeni i czasu przez te masy.

Przed nadejściem ogólnej teorii względności prawo powszechnego ciążenia Newtona było akceptowane przez ponad dwieście lat jako ważny opis siły grawitacji między masami, mimo że sam Newton nie uważał tej teorii za ostateczne słowo w sprawie natury grawitacji . W ciągu stulecia od sformułowania Newtona uważne obserwacje astronomiczne ujawniły niewytłumaczalne różnice między teorią a obserwacjami. W modelu Newtona grawitacja była wynikiem siły przyciągania między masywnymi obiektami. Chociaż nawet Newtona niepokoiła nieznana natura tej siły, podstawowe ramy były niezwykle skuteczne w opisywaniu ruchu.

Jednak eksperymenty i obserwacje pokazują, że opis Einsteina wyjaśnia kilka efektów, których nie wyjaśnia prawo Newtona, takich jak drobne anomalie na orbitach Merkurego i innych planet. Ogólna teoria względności przewiduje również nowe efekty grawitacji, takie jak fale grawitacyjne , soczewkowanie grawitacyjne i wpływ grawitacji na czas, znany jako grawitacyjna dylatacja czasu . Wiele z tych przewidywań zostało potwierdzonych eksperymentem lub obserwacją, podczas gdy inne są przedmiotem ciągłych badań.

Ogólna teoria względności stała się podstawowym narzędziem współczesnej astrofizyki. Stanowi podstawę obecnego rozumienia czarnych dziur, obszarów przestrzeni, w których przyciąganie grawitacyjne jest tak silne, że nawet światło nie może uciec. Uważa się, że ich silna grawitacja jest odpowiedzialna za intensywne promieniowanie emitowane przez niektóre typy obiektów astronomicznych (takie jak aktywne jądra galaktyk czy mikrokwazary ). Ogólna teoria względności jest również częścią standardowego modelu kosmologii Wielkiego Wybuchu.

Stworzenie ogólnej teorii względności

Wczesne badania

Jak później powiedział Einstein, przyczyną rozwoju ogólnej teorii względności było preferowanie ruchu bezwładności w ramach szczególnej teorii względności , podczas gdy teoria, która od samego początku nie preferuje żadnego określonego stanu ruchu, wydawała mu się bardziej satysfakcjonująca. Tak więc, wciąż pracując w urzędzie patentowym w 1907 roku, Einstein miał coś, co nazwał swoją „najszczęśliwszą myślą”. Zdał sobie sprawę, że zasadę względności można rozszerzyć na pola grawitacyjne.

W rezultacie w 1907 roku napisał artykuł, opublikowany w 1908 roku, na temat przyspieszenia w szczególnej teorii względności. W tym artykule argumentował, że swobodny spadek jest w rzeczywistości ruchem bezwładności i że dla obserwatora spadającego swobodnie muszą obowiązywać zasady szczególnej teorii względności. Ten argument nazywa się zasadą równoważności . W tym samym artykule Einstein przewidział również zjawisko grawitacyjnej dylatacji czasu.

W 1911 roku Einstein opublikował kolejny artykuł będący rozszerzeniem artykułu z 1907 roku. Tam rozważył przypadek pudełka równomiernie przyspieszonego poza polem grawitacyjnym i zauważył, że byłoby ono nie do odróżnienia od pudełka stojącego nieruchomo w niezmiennym polu grawitacyjnym. Użył szczególnej teorii względności, aby pokazać, że zegary na górze pudełka przyspieszające w górę będą działać szybciej niż zegary na dole. Doszedł do wniosku, że szybkość upływu czasu zależy od położenia w polu grawitacyjnym i że różnica w szybkości jest proporcjonalna do potencjału grawitacyjnego w pierwszym przybliżeniu.

W artykule przewidziano również ugięcie światła przez masywne ciała, np. Jowisz, Słońce. Chociaż przybliżenie było surowe, pozwoliło mu obliczyć, że odchylenie jest niezerowe. Einstein namawiał astronomów do podjęcia próby bezpośredniej obserwacji odchylenia światła gwiazd stałych w pobliżu Słońca podczas zaćmień Słońca, kiedy byłyby one widoczne. Niemiecki astronom Erwin Finlay-Freundlich przedstawił wyzwanie Einsteina naukowcom na całym świecie.

W październiku 1911 roku Freundlich skontaktował się z astronomem Charlesem D. Perrinem w Berlinie, aby zapytać, czy badanie istniejących zdjęć zaćmienia Słońca jest odpowiednie, aby udowodnić przewidywania Einsteina dotyczące ugięcia światła. Perrine, dyrektor argentyńskiego Narodowego Obserwatorium w Kordobie, brał udział w czterech wyprawach poświęconych zaćmieniu Słońca w Obserwatorium Licka w latach 1900, 1901, 1905 i 1908. „...w opinii dyrektora Obserwatorium Licka, WW Campbell , obserwator niezrównany w dziedzinie zaćmień Słońca. ”Nie wierzył, że istniejące zdjęcia zaćmień będą przydatne w udowodnieniu twierdzenia Einsteina. W 1912 Freundlich zapytał, czy Perrine włączyłby obserwację ugięcia światła jako część swojego programu zaćmienia Słońca 10 października 1912 r. W Brazylii. WW Campbell, dyrektor Obserwatorium Licka, pożyczył Perrine'owi obiektywy do aparatów rtęciowych. Perrine i zespół Cordoba byli jedyną ekspedycją zajmującą się zaćmieniem, która skonstruowała specjalistyczny sprzęt przeznaczony do obserwacji odchyleń światła. Niestety wszystkie ekspedycje doświadczyły ciężkich deszcz, który uniemożliwił jakiekolwiek obserwacje.Niemniej Perrine był pierwszym astronomem, który podjął oddaną próbę zaobserwowania odchylenia światła, aby sprawdzić przewidywania Einsteina.

Dwa lata później trzej dyrektorzy obserwatorium, Perrine, Freundlich i Campbell, uwzględnili ugięcie światła w swoich wyprawach do Imperium Rosyjskiego na zaćmienie Słońca 21 sierpnia 1914 roku . możliwy. Jednak Perrine był w stanie zrobić pierwsze zdjęcia, próbując zweryfikować przewidywania Einsteina dotyczące ugięcia światła. Lekkie zachmurzenie uniemożliwiło dokładne określenie pozycji gwiazd.

Z perspektywy czasu niesprzyjająca pogoda i brak wyników w latach 1912 i 1914 sprzyjały Einsteinowi. Gdyby możliwe było uzyskanie wyraźnych zdjęć i wymiernych wyników, przewidywania Einsteina z 1911 roku mogłyby się okazać błędne. Wartość odchylenia, którą obliczył w 1911 r., Była dwukrotnie za mała (0,83 sekundy łuku), ponieważ przybliżenie, którego użył, nie działa dobrze dla obiektów poruszających się z prędkością bliską prędkości światła. Kiedy Einstein ukończył pełną teorię ogólnej teorii względności w 1915 r., poprawił ten błąd i przewidział prawidłową wielkość odchylenia światła spowodowanego przez Słońce (1,75 sekundy kątowej). Eddington i Dyson w 1919 r. oraz WW Campbell w 1922 r. byli w stanie porównać swoje wyniki z poprawioną prognozą Einsteina.

Innym godnym uwagi eksperymentem myślowym Einsteina dotyczącym natury pola grawitacyjnego jest obracający się dysk (odmiana paradoksu Ehrenfesta ). Wyobraził sobie obserwatora przeprowadzającego eksperymenty na obrotowym stole obrotowym. Zauważył, że taki obserwator znalazłby inną wartość stałej matematycznej π niż ta przewidziana przez geometrię euklidesową. Powodem jest to, że promień koła byłby mierzony za pomocą nieskurczonej linijki, ale zgodnie ze szczególną teorią względności obwód wydawałby się dłuższy, ponieważ linijka byłaby skrócona. Ponieważ Einstein wierzył, że prawa fizyki są lokalne, opisane przez lokalne pola, wywnioskował z tego, że czasoprzestrzeń może być lokalnie zakrzywiona. To skłoniło go do nauki geometrii Riemanna i sformułowania ogólnej teorii względności w tym języku.

Rozwój ogólnej teorii względności

Eddingtona przedstawiające zaćmienie Słońca, które potwierdziło teorię Einsteina, że światło „ugina się”.

The New York Times doniósł o potwierdzeniu „teorii Einsteina” (konkretnie o zginaniu światła pod wpływem grawitacji) w oparciu o obserwacje zaćmień z 29 maja 1919 r. wspólne spotkanie Royal Society i Royal Astronomical Society w Londynie . ( Pełny tekst )

W 1912 roku Einstein wrócił do Szwajcarii, aby przyjąć profesurę na swojej macierzystej uczelni , ETH Zurich . Po powrocie do Zurychu natychmiast odwiedził swojego dawnego kolegę z klasy ETH, Marcela Grossmanna , obecnie profesora matematyki, który wprowadził go w geometrię riemannowską i, bardziej ogólnie, w geometrię różniczkową . Z rekomendacji włoskiego matematyka Tullio Levi-Civita , Einstein zaczął badać przydatność ogólnej kowariancji (głównie wykorzystanie tensorów ) dla jego teorii grawitacji. Przez chwilę Einstein uważał, że podejście to ma problemy, ale później wrócił do niego i pod koniec 1915 roku opublikował swoją ogólną teorię względności w formie, w jakiej jest ona używana dzisiaj. Teoria ta wyjaśnia grawitację jako zniekształcenie struktury czasoprzestrzeni przez materię, wpływając na ruch bezwładności innej materii.

Podczas I wojny światowej praca naukowców państw centralnych była dostępna tylko dla naukowców państw centralnych ze względów bezpieczeństwa narodowego. Niektóre prace Einsteina dotarły do Wielkiej Brytanii i Stanów Zjednoczonych dzięki wysiłkom Austriaka Paula Ehrenfesta i fizyków z Holandii, zwłaszcza laureata Nagrody Nobla z 1902 r., Hendrika Lorentza i Willema de Sittera z Uniwersytetu w Leiden . Po wojnie Einstein utrzymywał stosunki z Uniwersytetem w Leiden, przyjmując kontrakt jako profesor nadzwyczajny ; przez dziesięć lat, od 1920 do 1930, regularnie podróżował do Holandii z wykładami.

W 1917 roku kilku astronomów przyjęło wyzwanie Einsteina z 1911 roku z Pragi. Obserwatorium Mount Wilson w Kalifornii w Stanach Zjednoczonych opublikowało analizę spektroskopową Słońca , która nie wykazała grawitacyjnego przesunięcia ku czerwieni. W 1918 roku Obserwatorium Licka , również w Kalifornii, ogłosiło, że również obaliło przewidywania Einsteina, chociaż jego wyniki nie zostały opublikowane.

Jednak w maju 1919 roku zespół kierowany przez brytyjskiego astronoma Arthura Stanleya Eddingtona twierdził, że potwierdził przewidywania Einsteina dotyczące grawitacyjnego odchylenia światła gwiazd przez Słońce podczas fotografowania zaćmienia Słońca podczas podwójnych ekspedycji w Sobral w północnej Brazylii i Príncipe w zachodniej Afryce wyspa. Laureat Nagrody Nobla Max Born wychwalał ogólną teorię względności jako „największe osiągnięcie ludzkiego myślenia o przyrodzie”; zacytowano innego laureata , Paula Diraca, mówiąc, że było to „prawdopodobnie największe odkrycie naukowe, jakie kiedykolwiek dokonano”.

Pojawiły się twierdzenia, że analiza konkretnych zdjęć wykonanych podczas wyprawy Eddingtona wykazała, że niepewność eksperymentalna jest porównywalna z wielkością efektu, który Eddington miał wykazać, a brytyjska ekspedycja z 1962 r. Doszła do wniosku, że metoda jest z natury zawodna. Odchylenie światła podczas zaćmienia Słońca zostało potwierdzone przez późniejsze, dokładniejsze obserwacje. Niektórym nie podobała się sława przybysza, zwłaszcza niektórzy nacjonalistyczni niemieccy fizycy, którzy później zapoczątkowali Deutsche Physik (fizyka niemiecka).

Ogólna kowariancja i argument dziury

W 1912 roku Einstein aktywnie poszukiwał teorii, w której grawitację wyjaśniono jako zjawisko geometryczne . Za namową Tullio Levi-Civity, Einstein zaczął od zbadania wykorzystania ogólnej kowariancji (która jest zasadniczo wykorzystaniem tensorów krzywizny ) do stworzenia teorii grawitacji. Jednak w 1913 roku Einstein porzucił to podejście, argumentując, że jest ono niespójne w oparciu o „ argument dziury ”. W 1914 i przez większą część 1915 roku Einstein próbował stworzyć równania pola w oparciu o inne podejście. Kiedy okazało się, że to podejście jest niespójne, Einstein ponownie przeanalizował koncepcję ogólnej kowariancji i odkrył, że argument dziury jest błędny.

Rozwój równań pola Einsteina

Kiedy Einstein zdał sobie sprawę, że ogólna kowariancja jest możliwa do utrzymania, szybko zakończył opracowywanie równań pola, które zostały nazwane jego imieniem. Popełnił jednak słynny dziś błąd. Równania pola, które opublikował w październiku 1915 r

{\ Displaystyle R _ {\ mu \ nu} = T _ {\ mu \ nu} \,

}

gdzie ${\ Displaystyle R _$ ${\ mu \$ jest tensorem Ricciego , a tensorem i . To przewidziało nienewtonowską precesję peryhelium Merkurego , co bardzo ucieszyło Einsteina. Wkrótce jednak zdano sobie sprawę ^{[ przez kogo? ]} , że były one niezgodne z lokalną zasadą zachowania energii – pędu chyba że wszechświat miał stałą gęstość masy-energii-pędu. Innymi słowy, powietrze, skała, a nawet próżnia powinny mieć tę samą gęstość. Ta niezgodność z obserwacją odesłała Einsteina z powrotem do deski kreślarskiej, a 25 listopada 1915 r. Einstein przedstawił Pruskiej Akademii Nauk zaktualizowane równania pola Einsteina :

{\ Displaystyle R _ {\ mu \ nu} - {1 \ ponad 2} Rg _ {\ mu \ nu} = T _ {\ mu \ nu}}

,

gdzie jest $skalarem$ i $_$ _ _ _ _ Wraz z opublikowaniem równań pola pojawił się problem rozwiązywania ich dla różnych przypadków i interpretacji rozwiązań. Ta i eksperymentalna weryfikacja zdominowały badania ogólnej teorii względności od tamtej pory.

Einsteina i Hilberta

Chociaż Einsteinowi przypisuje się znalezienie równań pola, niemiecki matematyk David Hilbert opublikował je w artykule przed artykułem Einsteina. Doprowadziło to do oskarżeń Einsteina o plagiat , chociaż nie ze strony Hilberta, oraz twierdzeń, że równania pola należy nazwać „równaniami pola Einsteina-Hilberta”. Jednak Hilbert nie naciskał na swoje roszczenie o pierwszeństwo, a niektórzy ^{[ kto? ]} stwierdzili, że Einstein przedłożył poprawne równania, zanim Hilbert poprawił swoją własną pracę, aby je uwzględnić. Sugeruje to, że Einstein najpierw opracował poprawne równania pola, chociaż Hilbert mógł dojść do nich później niezależnie (lub nawet dowiedział się o nich później dzięki korespondencji z Einsteinem). Jednak inni krytykowali te twierdzenia. Kip Thorne stwierdził: „Co ciekawe, Einstein nie był pierwszym, który odkrył poprawną formę prawa wypaczenia […]. Uznanie za pierwsze odkrycie musi należeć do Hilberta”.

Sir Arthura Eddingtona

We wczesnych latach po opublikowaniu teorii Einsteina Sir Arthur Eddington użyczył swojego znacznego prestiżu w brytyjskim środowisku naukowym, starając się promować pracę tego niemieckiego naukowca. Ponieważ teoria była tak złożona i zawiła (nawet dzisiaj jest powszechnie uważana za szczyt myślenia naukowego; we wczesnych latach było to jeszcze bardziej), krążyły pogłoski, że rozumieją ją tylko trzy osoby na świecie. Krążyła na ten temat pouczająca, choć prawdopodobnie apokryficzna anegdota. Jak relacjonował Ludwik Silberstein , podczas jednego z wykładów Eddingtona zapytał: „Profesorze Eddington, musi być pan jedną z trzech osób na świecie, które rozumieją ogólną teorię względności”. Eddington zamilkł, nie mogąc odpowiedzieć. Silberstein kontynuował „Nie bądź skromny, Eddington!” W końcu Eddington odpowiedział: „Wręcz przeciwnie, próbuję pomyśleć, kim jest ta trzecia osoba”.

Rozwiązania

Rozwiązanie Schwarzschilda

Ponieważ równania pola są nieliniowe , Einstein założył, że są one nierozwiązywalne. ^{[ Potrzebne źródło ]} Jednakże, Karl Schwarzschild odkrył w 1915 i opublikował w 1916 dokładne rozwiązanie dla przypadku czasoprzestrzeni sferycznie symetrycznej otaczającej masywny obiekt we współrzędnych sferycznych . Jest to obecnie znane jako rozwiązanie Schwarzschilda . Od tego czasu znaleziono wiele innych dokładnych rozwiązań.

Rozszerzający się wszechświat i stała kosmologiczna

W 1922 roku Alexander Friedmann znalazł rozwiązanie, w którym wszechświat może się rozszerzać lub kurczyć, a później Georges Lemaître wyprowadził rozwiązanie dla rozszerzającego się wszechświata. Jednak Einstein uważał, że wszechświat jest statyczny, a ponieważ kosmologia statyczna nie była wspierana przez ogólne relatywistyczne równania pola, dodał stałą kosmologiczną Λ do równań pola, która stała się

{\ Displaystyle R _ {\ mu \ nu} - {1 \ ponad 2} Rg_ {\ mu \ nu} + \ Lambda g_ {\ mu \nu }=T_{\mu \nu }}

.

Pozwoliło to na stworzenie rozwiązań w stanie ustalonym , ale były one niestabilne: najmniejsze zaburzenie stanu statycznego spowodowałoby rozszerzenie lub kurczenie się wszechświata. W 1929 roku Edwin Hubble znalazł dowody na rozszerzanie się wszechświata. Spowodowało to, że Einstein porzucił stałą kosmologiczną, nazywając ją „największym błędem w mojej karierze”. dodanie stałej kosmologicznej było hipotezą ad hoc , ponieważ miało to uzasadnić tylko jeden wynik (wszechświat statyczny).

Dokładniejsze rozwiązania

Trwa postęp w rozwiązywaniu równań pola i zrozumieniu rozwiązań. Rozwiązanie dla sferycznie symetrycznego naładowanego obiektu zostało odkryte przez Reissnera, a później ponownie odkryte przez Nordströma i nosi nazwę rozwiązania Reissnera – Nordströma . Aspekt czarnej dziury rozwiązania Schwarzschilda był bardzo kontrowersyjny, a Einstein nie wierzył, że osobliwości mogą być prawdziwe. Jednak w 1957 roku (dwa lata po śmierci Einsteina) Martin Kruskal opublikował dowód na to, że rozwiązanie Schwarzschilda wymaga istnienia czarnych dziur. Dodatkowo rozwiązanie dla obracającego się masywnego obiektu uzyskano metodą Roya Kerra w latach 60. i nosi nazwę rozwiązania Kerra . Rozwiązanie Kerra -Newmana dla obracającego się, naładowanego masywnego obiektu zostało opublikowane kilka lat później.

Testowanie teorii

Pierwszy dowód na poparcie ogólnej teorii względności pochodził z jej prawidłowych przewidywań anomalnego tempa precesji orbity Merkurego. Następnie ekspedycja Arthura Stanleya Eddingtona z 1919 r. Potwierdziła przewidywania Einsteina dotyczące odchylenia światła przez Słońce podczas całkowitego zaćmienia Słońca 29 maja 1919 r ., Co pomogło ugruntować status ogólnej teorii względności jako realnej teorii. Od tego czasu wiele obserwacji wykazało zgodność z przewidywaniami ogólnej teorii względności. Należą do nich badania pulsarów podwójnych , obserwacje sygnałów radiowych przechodzących przez krawędź Słońca, a nawet tzw globalny system pozycjonowania .

Pierwsze zdjęcie horyzontu zdarzeń czarnej dziury ( M87* ) uchwycone przez Teleskop Horyzontu Zdarzeń

Teoria przewiduje fale grawitacyjne , które są zmarszczkami na krzywiźnie czasoprzestrzeni, które rozchodzą się jako fale , przemieszczając się na zewnątrz od źródła. Pierwszej obserwacji fal grawitacyjnych , które powstały w wyniku połączenia dwóch czarnych dziur , dokonał 14 września 2015 r. zespół Advanced LIGO , potwierdzając kolejną prognozę teorii 100 lat po jej opublikowaniu.

Pierwsze zdjęcie czarnej dziury, supermasywnej w centrum galaktyki Messier 87 , zostało opublikowane przez Event Horizon Telescope Collaboration 10 kwietnia 2019 r.

Teorie alternatywne

Były różne próby znalezienia modyfikacji ogólnej teorii względności. Najbardziej znane z nich to teoria Bransa-Dicke'a (znana również jako teoria skalarno-tensorowa ) i teoria bimetryczna Rosena . Obie te teorie proponowały zmiany w równaniach pola ogólnej teorii względności i obie cierpią z powodu tych zmian, które pozwalają na obecność dwubiegunowego promieniowania grawitacyjnego. W rezultacie oryginalna teoria Rosena została obalona przez obserwacje podwójnych pulsarów. Jeśli chodzi o Bransa-Dicke'a (który ma przestrajalny parametr ω takie, że ω = ∞ jest tym samym, co ogólna teoria względności), wielkość, o jaką może się różnić od ogólnej teorii względności, została poważnie ograniczona przez te obserwacje. Analizy połączenia gwiazd neutronowych GW170817 wykluczyły również wiele innych alternatyw dla ogólnej teorii względności .

Ponadto ogólna teoria względności jest niezgodna z mechaniką kwantową , teorią fizyczną opisującą dualność falowo-cząsteczkową materii, a mechanika kwantowa nie opisuje obecnie przyciągania grawitacyjnego w odpowiednich (mikroskopowych) skalach. Istnieje wiele spekulacji w społeczności fizyków na temat modyfikacji, które mogą być potrzebne zarówno ogólnej teorii względności, jak i mechanice kwantowej, aby spójnie je zjednoczyć. Teorię spekulatywną, która łączy ogólną teorię względności i mechanikę kwantową, nazywa się zwykle grawitacją kwantową , której wybitnymi przykładami są teoria strun i pętla grawitacji kwantowej .

złoty wiek

Kip Thorne identyfikuje „złoty wiek ogólnej teorii względności” jako okres mniej więcej od 1960 do 1975 roku, w którym badania ogólnej teorii względności , które wcześniej uważano za coś w rodzaju ciekawostki, weszły do głównego nurtu fizyki teoretycznej . W tym okresie wprowadzono wiele pojęć i terminów, które nadal inspirują wyobraźnię badaczy grawitacji i ogółu społeczeństwa, w tym czarne dziury i osobliwości grawitacyjne . W tym samym czasie, w ściśle powiązanym rozwoju, badanie kosmologii fizycznej wszedł do głównego nurtu, a Wielki Wybuch ugruntował swoją pozycję.

Fulvio Melia często odwołuje się do „złotego wieku teorii względności” w swojej książce „ Cracking the Einstein Code” . Andrzej Trautman był gospodarzem konferencji względności w Warszawie w 1962 roku, do której odnosi się Melia:

Ogólna teoria względności bardzo pomyślnie wyszła z tego spotkania w Warszawie, depcząc po piętach eksperymencie Pounda-Rebki , i wkroczyła w swój złoty wiek odkryć, który trwał do połowy lat siedemdziesiątych.

Roy Kerr, bohater książki, napisał posłowie, mówiąc o książce: „To niezwykłe dzieło, które pięknie oddaje okres, który obecnie nazywamy złotym wiekiem teorii względności”.

Zobacz też

Bibliografia

Pais, Abraham (1982). Subtelny jest pan: nauka i życie Alberta Einsteina . Oksford: Oxford University Press. ISBN 0-19-853907-X .
Einstein, A.; Grossmann, M. (1913). „Entwurf einer verallgemeinerten Relativitätstheorie und einer Theorie der Gravitation” [Zarys uogólnionej teorii względności i teorii grawitacji]. Zeitschrift für Mathematik und Physik . 62 : 225–261.
Einstein i zmieniające się światopoglądy fizyki (redaktorzy — Lehner C., Renn J., Schemmel M.) 2012 ( Birkhäuser ).
Geneza serii ogólnej teorii względności .
Schwarzschild, Karl (1916a), "Über das Gravitationsfeld eines Massenpunktes nach der Einsteinschen Theorie", Sitzungsber. Preuss. Akad. D.Wiss. : 189–196, Bibcode : 1916SPAW.......189S
Schwarzschild, Karl (1916b), "Über das Gravitationsfeld einer Kugel aus inkompressibler Flüssigkeit nach der Einsteinschen Theorie", Sitzungsber. Preuss. Akad. D.Wiss. : 424–434, Bibcode : 1916skpa.conf..424S

Linki zewnętrzne

Prace związane z Fundacją uogólnionej teorii względności w Wikiźródłach

Historia fizyki ( kalendarium )
Teorie klasyczne ( oś czasu )	Astronomia oś czasu Powstanie układu słonecznego Elektromagnetyzm oś czasu Inżynieria elektryczna Teoria pola Równania Maxwella Mechanika płynów Oś czasu teorii grawitacji Nauka o materiałach oś czasu Metamateriały Optyka Termodynamika oś czasu Energia Entropia Nieustanny ruch Zasada wariacyjna
Nowoczesna fizyka	Teorie kosmologiczne oś czasu Teoria wielkiego podrywu testy względności Geofizyka Fizyka nuklearna Rozszczepienia jądrowego Fuzja nuklearna Energia atomowa Bronie nuklearne Mechanika kwantowa oś czasu Kwantowa teoria pola Oś czasu fizyki subatomowej Nadprzewodnictwo Szczególna teoria względności Transformacje Lorentza testy Spektroskopia
Ostatnie zmiany	Oś czasu informacji kwantowej Zapętlona grawitacja kwantowa Nanotechnologia Teoria strun
O konkretnych odkryciach	Kosmiczne mikrofalowe tło Grafen Cząstki elementarne oś czasu Neutron Prędkość światła
Według okresów	Złoty wiek fizyki Złoty wiek kosmologii Głośna era kwantowa średniej skali Astronomia świata średniowiecznego islamu