ऊर्जा की स्थिति

सापेक्षता के सिद्धांत में गुरुत्वाकर्षण के शास्त्रीय क्षेत्र सिद्धांत, विशेष रूप से सामान्य सापेक्षता, एक ऊर्जा की स्थिति कथन का एक सामान्यीकरण है, अंतरिक्ष के एक क्षेत्र की ऊर्जा घनत्व एक सापेक्षिक रूप से वाक्यांशित गणितीय सूत्रीकरण में नकारात्मक नहीं हो सकती है। ऐसी स्थिति को व्यक्त करने के कई संभावित वैकल्पिक तरीके हैं जैसे कि सिद्धांत की सामग्री सामग्री पर लागू किया जा सकता है। आशा यह है कि कोई भी उचित पदार्थ सिद्धांत इस स्थिति को पूरा करेगा या कम से कम स्थिति को संरक्षित करेगा यदि यह शुरुआती स्थितियों से संतुष्ट है।

ऊर्जा की स्थिति भौतिक बाधाएं नहीं हैं per se, बल्कि गणितीय रूप से थोपी गई सीमा शर्तें हैं जो इस विश्वास को पकड़ने का प्रयास करती हैं कि ऊर्जा सकारात्मक होनी चाहिए। कई ऊर्जा स्थितियों को वास्तविकता के अनुरूप नहीं होने के लिए जाना जाता है - उदाहरण के लिए, काली ऊर्जा के अवलोकनीय प्रभाव मजबूत ऊर्जा स्थिति का उल्लंघन करने के लिए जाने जाते हैं। सामान्य सापेक्षता में, ब्लैक होल के बारे में विभिन्न महत्वपूर्ण प्रमेयों के प्रमाण में ऊर्जा स्थितियों का अक्सर उपयोग (और आवश्यक) किया जाता है, जैसे कि नो हेयर प्रमेय या ब्लैक होल ऊष्मप्रवैगिकी

प्रेरणा

सामान्य सापेक्षता और संबद्ध सिद्धांतों में, पदार्थ और किसी भी गैर-गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र के कारण द्रव्यमान, संवेग और तनाव का वितरण ऊर्जा-संवेग टेंसर (या मैटर टेंसर) द्वारा वर्णित है। $T^{ab}$. हालांकि, आइंस्टीन फील्ड समीकरण अपने आप में यह निर्दिष्ट नहीं करता है कि स्पेसटाइम मॉडल में किस प्रकार के पदार्थ या गैर-गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र स्वीकार्य हैं। यह दोनों एक ताकत है, क्योंकि गुरुत्वाकर्षण का एक अच्छा सामान्य सिद्धांत गैर-गुरुत्वाकर्षण भौतिकी से संबंधित किसी भी धारणा से अधिकतम रूप से स्वतंत्र होना चाहिए, और एक कमजोरी, क्योंकि कुछ और मानदंड के बिना आइंस्टीन क्षेत्र समीकरण गुणों के साथ कल्पित समाधान स्वीकार करता है, अधिकांश भौतिक विज्ञानी अभौतिक मानते हैं, यानी लगभग वास्तविक ब्रह्मांड में कुछ भी समान दिखने के लिए बहुत अजीब है।

ऊर्जा की स्थिति ऐसे मानदंडों का प्रतिनिधित्व करती है। मोटे तौर पर बोलते हुए, वे पदार्थ के सभी (या लगभग सभी) राज्यों और सभी गैर-गुरुत्वाकर्षण क्षेत्रों के लिए सामान्य गुणों का वर्णन करते हैं जो आइंस्टीन क्षेत्र समीकरण के कई अभौतिक समाधानों को रद्द करने के लिए पर्याप्त रूप से मजबूत होने के साथ-साथ भौतिकी में अच्छी तरह से स्थापित हैं।

गणितीय रूप से बोलते हुए, ऊर्जा स्थितियों की सबसे स्पष्ट विशिष्ट विशेषता यह है कि वे अनिवार्य रूप से पदार्थ टेंसर के eigenvalue और आइजन्वेक्टर पर प्रतिबंध हैं। एक अधिक सूक्ष्म लेकिन कम महत्वपूर्ण विशेषता यह नहीं है कि वे स्पर्शरेखा रिक्त स्थान के स्तर पर घटनावार लगाए गए हैं। इसलिए, उनके पास आपत्तिजनक वैश्विक स्पेसटाइम संरचना, जैसे कि बंद टाइमलाइक कर्व्स को खारिज करने की कोई उम्मीद नहीं है।

कुछ अवलोकन योग्य मात्राएँ

विभिन्न ऊर्जा स्थितियों के बयानों को समझने के लिए, किसी को मनमाने समय सदिश या अशक्त वैक्टर और पदार्थ टेंसर से निर्मित कुछ अदिश और सदिश राशियों की भौतिक व्याख्या से परिचित होना चाहिए।

सबसे पहले, एक इकाई समयबद्ध वेक्टर फ़ील्ड ${\vec {X}}$ (संभवतः गैर-जड़त्वीय) आदर्श पर्यवेक्षकों के कुछ परिवार की विश्व रेखाओं को परिभाषित करने के रूप में सर्वांगसमता (सामान्य सापेक्षता) हो सकती है। फिर अदिश क्षेत्र

$\rho =T_{ab}X^{a}X^{b}$

हमारे परिवार के पर्यवेक्षक द्वारा मापी गई कुल द्रव्यमान-ऊर्जा घनत्व (किसी भी गैर-गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र की क्षेत्र ऊर्जा) के रूप में व्याख्या की जा सकती है (उसकी विश्व रेखा पर प्रत्येक घटना पर)। इसी तरह, घटकों के साथ वेक्टर क्षेत्र $-{T^{a}}_{b}X^{b}$ (एक प्रक्षेपण के बाद) हमारे पर्यवेक्षकों द्वारा मापी गई गति का प्रतिनिधित्व करता है।

दूसरा, एक मनमाना शून्य सदिश क्षेत्र दिया गया है ${\vec {k}},$ अदिश क्षेत्र

$\nu =T_{ab}k^{a}k^{b}$

द्रव्यमान-ऊर्जा घनत्व का एक प्रकार का सीमित मामला माना जा सकता है।

तीसरा, सामान्य सापेक्षता के मामले में, एक मनमाना समय सदिश क्षेत्र दिया गया है ${\vec {X}}$, फिर से आदर्श पर्यवेक्षकों के एक परिवार की गति का वर्णन करने के रूप में व्याख्या की गई, रायचौधरी स्केलर प्रत्येक घटना में उन पर्यवेक्षकों के अनुरूप ज्वारीय टेंसर के ट्रेस (रैखिक बीजगणित) लेने से प्राप्त स्केलर क्षेत्र है:

${E[{\vec {X}}]^{m}}_{m}=R_{ab}X^{a}X^{b}$

रायचौधरी के समीकरण में यह मात्रा एक महत्वपूर्ण भूमिका निभाती है। फिर आइंस्टीन फील्ड समीकरण से हम तुरंत प्राप्त करते हैं

${\frac {1}{8\pi }}{E[{\vec {X}}]^{m}}_{m}={\frac {1}{8\pi }}R_{ab}X^{a}X^{b}=\left(T_{ab}-{\frac {1}{2}}Tg_{ab}\right)X^{a}X^{b},$

कहाँ $T={T^{m}}_{m}$ पदार्थ टेंसर का निशान है।

गणितीय कथन

आम उपयोग में कई वैकल्पिक ऊर्जा स्थितियां हैं:

शून्य ऊर्जा की स्थिति

अशक्त ऊर्जा की स्थिति यह निर्धारित करती है कि प्रत्येक भविष्य-इंगित अशक्त वेक्टर क्षेत्र के लिए ${\vec {k}}$,

$\nu =T_{ab}k^{a}k^{b}\geq 0.$

इनमें से प्रत्येक का एक औसत संस्करण है, जिसमें ऊपर उल्लिखित गुणों को केवल उपयुक्त सदिश क्षेत्रों की प्रवाह रेखाओं के साथ औसत पर ही रखा जाना है। अन्यथा, कासिमिर प्रभाव अपवादों की ओर ले जाता है। उदाहरण के लिए, 'औसत अशक्त ऊर्जा स्थिति' बताती है कि प्रत्येक प्रवाह रेखा (अभिन्न वक्र) के लिए $C$ अशक्त वेक्टर क्षेत्र का ${\vec {k}},$ हमारे पास यह होना चाहिए

$\int _{C}T_{ab}k^{a}k^{b}d\lambda \geq 0.$

कमजोर ऊर्जा की स्थिति

कमजोर ऊर्जा की स्थिति यह निर्धारित करती है कि हर टाइमलाइक वेक्टर फील्ड के लिए ${\vec {X}},$ संबंधित पर्यवेक्षकों द्वारा देखा गया मामला घनत्व हमेशा गैर-नकारात्मक होता है:

$\rho =T_{ab}X^{a}X^{b}\geq 0.$

प्रमुख ऊर्जा की स्थिति

प्रमुख ऊर्जा की स्थिति यह निर्धारित करती है कि कमजोर ऊर्जा की स्थिति के अलावा, प्रत्येक भविष्य-इंगित कारण वेक्टर क्षेत्र (या तो समयबद्ध या अशक्त) के लिए सही है। ${\vec {Y}},$ वेक्टर क्षेत्र $-{T^{a}}_{b}Y^{b}$ एक भविष्य-इंगित कारण सदिश होना चाहिए। अर्थात्, द्रव्यमान-ऊर्जा को कभी भी प्रकाश से तेज गति से प्रवाहित होते हुए नहीं देखा जा सकता है।

मजबूत ऊर्जा की स्थिति

मजबूत ऊर्जा की स्थिति यह निर्धारित करती है कि हर 'टाइमलाइक वेक्टर फील्ड' के लिए ${\vec {X}}$संबंधित पर्यवेक्षकों द्वारा मापा गया ज्वारीय टेंसर का निशान हमेशा गैर-नकारात्मक होता है:

$\left(T_{ab}-{\frac {1}{2}}Tg_{ab}\right)X^{a}X^{b}\geq 0$

कम से कम गणितीय दृष्टिकोण से, कई शास्त्रीय पदार्थ विन्यास हैं जो मजबूत ऊर्जा की स्थिति का उल्लंघन करते हैं। उदाहरण के लिए, सकारात्मक क्षमता वाला एक अदिश क्षेत्र इस स्थिति का उल्लंघन कर सकता है। इसके अलावा, डार्क एनर्जी/ब्रह्मांड संबंधी स्थिरांक के अवलोकन से पता चलता है कि मजबूत ऊर्जा की स्थिति हमारे ब्रह्मांड का वर्णन करने में विफल रहती है, भले ही कॉस्मोलॉजिकल पैमानों पर औसत हो। इसके अलावा, यह किसी भी ब्रह्माण्ड संबंधी मुद्रास्फीति प्रक्रिया (यहां तक ​​​​कि एक स्केलर क्षेत्र द्वारा संचालित नहीं) में दृढ़ता से उल्लंघन किया जाता है।

बिल्कुल सही तरल पदार्थ

एक पूर्ण द्रव के मामले में कुछ ऊर्जा स्थितियों के बीच निहितार्थ।

द्रव विलयन में पदार्थ के रूप का टेन्सर होता है

$T^{ab}=\rho u^{a}u^{b}+ph^{ab},$

कहाँ ${\vec {u}}$ पदार्थ के कणों का चार-वेग है और कहाँ है $h^{ab}\equiv g^{ab}+u^{a}u^{b}$ स्थानिक हाइपरप्लेन तत्वों पर प्रक्षेपण टेंसर है, प्रत्येक घटना पर चार-वेग के लिए ओर्थोगोनल। (ध्यान दें कि ये हाइपरप्लेन तत्व एक स्थानिक हाइपरस्लाइस नहीं बनाएंगे, जब तक कि वेग वर्टिसिटी-फ्री, यानी इरोटेशनल न हो।) पदार्थ के कणों की गति के साथ सामान्य सापेक्षता में एक फ्रेम फ़ील्ड के संबंध में, मैटर टेंसर के घटक विकर्ण रूप लें

$T^{{\hat {a}}{\hat {b}}}={\begin{bmatrix}\rho &0&0&0\\0&p&0&0\\0&0&p&0\\0&0&0&p\end{bmatrix}}.$

यहाँ, $\rho$ ऊर्जा घनत्व है और $p$ दबाव है।

फिर इन ईगेनवैल्यू के संदर्भ में ऊर्जा की स्थिति में सुधार किया जा सकता है:

• अशक्त ऊर्जा की स्थिति यह निर्धारित करती है $\rho +p\geq 0.$
• कमजोर ऊर्जा की स्थिति यह निर्धारित करती है $\rho \geq 0,\;\;\rho +p\geq 0.$
• प्रमुख ऊर्जा स्थिति यह निर्धारित करती है $\rho \geq |p|.$
• मजबूत ऊर्जा की स्थिति यह निर्धारित करती है $\rho +p\geq 0,\;\;\rho +3p\geq 0.$

इन स्थितियों के बीच के प्रभावों को दाईं ओर दिए गए चित्र में दर्शाया गया है। ध्यान दें कि इनमें से कुछ स्थितियां नकारात्मक दबाव की अनुमति देती हैं। इसके अलावा, ध्यान दें कि नामों के बावजूद मजबूत ऊर्जा की स्थिति का अर्थ पूर्ण तरल पदार्थों के संदर्भ में भी कमजोर ऊर्जा की स्थिति नहीं है।

ऊर्जा की स्थिति को गलत साबित करने का प्रयास

जबकि ऊर्जा की स्थिति का इरादा सरल मानदंड प्रदान करना है जो किसी भी शारीरिक रूप से उचित स्थिति को स्वीकार करते हुए कई अभौतिक स्थितियों को नियंत्रित करता है, वास्तव में, कम से कम जब कोई कुछ क्वांटम यांत्रिक प्रभावों के प्रभावी क्षेत्र मॉडलिंग का परिचय देता है, तो कुछ संभावित पदार्थ टेंसर जो ज्ञात हैं शारीरिक रूप से उचित और यहां तक ​​कि यथार्थवादी होना क्योंकि वे प्रयोगात्मक रूप से सत्यापित किए गए हैं, वास्तव में विभिन्न ऊर्जा स्थितियों में विफल होते हैं। विशेष रूप से, कासिमिर प्रभाव में, दो संवाहक प्लेटों के बीच के क्षेत्र में एक बहुत ही छोटे पृथक्करण d पर समानांतर रखा जाता है, एक नकारात्मक ऊर्जा घनत्व होता है

$\varepsilon ={\frac {-\pi ^{2}}{720}}{\frac {\hbar }{d^{4}}}$

प्लेटों के बीच। (ध्यान रखें, हालांकि, कासिमिर प्रभाव टोपोलॉजिकल है, जिसमें वैक्यूम ऊर्जा का संकेत ज्यामिति और विन्यास की टोपोलॉजी दोनों पर निर्भर करता है। समानांतर प्लेटों के लिए नकारात्मक होने के कारण, निर्वात ऊर्जा एक संवाहक क्षेत्र के लिए सकारात्मक है।) हालांकि , विभिन्न क्वांटम असमानताएँ बताती हैं कि ऐसे मामलों में एक उपयुक्त औसत ऊर्जा स्थिति संतुष्ट हो सकती है। विशेष रूप से, कासिमिर प्रभाव में औसत अशक्त ऊर्जा की स्थिति संतुष्ट होती है। वास्तव में, मिन्कोव्स्की स्पेसटाइम पर प्रभावी क्षेत्र सिद्धांतों से उत्पन्न होने वाले ऊर्जा-संवेग टेंसरों के लिए, औसत अशक्त ऊर्जा की स्थिति हर रोज़ क्वांटम फ़ील्ड के लिए होती है। इन परिणामों का विस्तार एक खुली समस्या है।

मजबूत ऊर्जा की स्थिति का सभी सामान्य/न्यूटोनियन पदार्थ द्वारा पालन किया जाता है, लेकिन एक गलत वैक्यूम इसका उल्लंघन कर सकता है। रैखिक बैरोट्रोपिक समीकरण स्थिति पर विचार करें

$p=w\rho ,$

कहाँ $\rho$ पदार्थ ऊर्जा घनत्व है, $p$ मामला दबाव है, और $w$ एक स्थिरांक है। तब मजबूत ऊर्जा की स्थिति की आवश्यकता होती है $w\geq -1/3$; लेकिन राज्य के लिए एक झूठे निर्वात के रूप में जाना जाता है, हमारे पास है $w=-1$.

यह भी देखें

• सर्वांगसमता (सामान्य सापेक्षता)
• सामान्य सापेक्षता में सटीक समाधान
• सामान्य सापेक्षता में फ़्रेम फ़ील्ड
• सकारात्मक ऊर्जा प्रमेय

संदर्भ

• Hawking, Stephen; Ellis, G. F. R. (1973). The Large Scale Structure of Space-Time. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 0-521-09906-4. The energy conditions are discussed in §4.3.
• Poisson, Eric (2004). A Relativist's Toolkit: The Mathematics of Black Hole Mechanics. Cambridge: Cambridge University Press. Bibcode:2004rtmb.book.....P. ISBN 0-521-83091-5. Various energy conditions (including all of those mentioned above) are discussed in Section 2.1.
• Carroll, Sean M. (2004). Spacetime and Geometry: An Introduction to General Relativity. San Francisco: Addison-Wesley. ISBN 0-8053-8732-3. Various energy conditions are discussed in Section 4.6.
• Wald, Robert M. (1984). General Relativity. Chicago: University of Chicago Press. ISBN 0-226-87033-2. Common energy conditions are discussed in Section 9.2.
• Ellis, G. F. R.; Maartens, R.; MacCallum, M.A.H. (2012). Relativistic Cosmology. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-38115-4. Violations of the strong energy condition is discussed in Section 6.1.