В общая теория относительности, оптические скаляры обратитесь к набору из трех скаляр функции
(расширение),
(сдвиг) и
(закрутка / вращение / завихренность)
описывающий распространение геодезический нуль соответствие.[1][2][3][4][5]
Фактически, эти три скаляра
могут быть определены и для времениподобных, и для нулевых геодезических конгруэнций в идентичном духе, но они называются «оптическими скалярами» только для нулевого случая. Также это их тензорные предшественники
которые приняты в тензорных уравнениях, а скаляры
в основном проявляются в уравнениях, написанных на языке Формализм Ньюмана – Пенроуза.
Определения: расширение, сдвиг и скручивание
Для геодезических времениподобных конгруэнций
Обозначим касательное векторное поле мировой линии наблюдателя (в подобный времени конгруэнтность) как
, а затем можно было бы построить индуцированные "пространственные метрики", которые

куда
работает как оператор пространственного проектирования. Использовать
проецировать координатную ковариантную производную
и получаем «пространственный» вспомогательный тензор
,

куда
представляет собой четырехкратное ускорение, а
чисто пространственный в том смысле, что
. Специально для наблюдателя с геодезической временной линией мира мы имеем

Теперь разложите
на его симметричную и антисимметричную части
и
,
![{displaystyle (4) quad heta _ {ab} = B _ {(ab)} ;, quad omega _ {ab} = B _ {[ab]} ;.}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/95b24766e597024c916f13f0d8096983ac0b0263)
без следов (
) пока
имеет ненулевой след,
. Таким образом, симметричная часть
можно в дальнейшем переписать на его следовую и бесследную часть,

Следовательно, в целом мы имеем
![{displaystyle (6) quad B_ {ab} = {frac {1} {3}} heta h_ {ab} + sigma _ {ab} + omega _ {ab} ;, quad heta = g ^ {ab} heta _ { ab} = g ^ {ab} B _ {(ab)} ;, quad sigma _ {ab} = heta _ {ab} - {frac {1} {3}} heta h_ {ab} ;, quad omega _ {ab } = B _ {[ab]} ;.}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/03ae9653472b30abdec392152b386942dabbe1f6)
Для геодезических нулевых конгруэнций
Теперь рассмотрим геодезическую ноль сравнение с касательным векторным полем
. Подобно времениподобной ситуации, мы также определяем

который можно разложить на

куда
![{displaystyle (9) quad {hat {heta}} _ {ab} = {hat {B}} _ {(ab)} ;, quad {hat {heta}} = {hat {h}} ^ {ab} { hat {B}} _ {ab} ;, quad {hat {sigma}} _ {ab} = {hat {B}} _ {(ab)} - {frac {1} {2}} {hat {heta} } {hat {h}} _ {ab} ;, quad {hat {omega}} _ {ab} = {hat {B}} _ {[ab]} ;.}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/04a2b778e7423bbb694d556e01e74b6115855a11)
Здесь «заштрихованные» величины используются, чтобы подчеркнуть, что эти величины для нулевых конгруэнций являются двумерными, в отличие от трехмерного времениподобного случая. Однако, если мы обсуждаем в статье только нулевые конгруэнции, шляпы можно опустить для простоты.
Определения: оптические скаляры для нулевых конгруэнций
Оптические скаляры
[1][2][3][4][5] прямо из "скаляризации" тензоров
в уравнении (9).
В расширение геодезической нулевой конгруэнтности определяется как (где для очистки мы примем другой стандартный символ "
"для обозначения ковариантной производной
)

Вставка A: Сравнение с «темпами расширения нулевого сравнения»
Как показано в статье "Скорость расширения нулевого сравнения ", исходящие и входящие скорости расширения, обозначенные
и
соответственно, определяются


куда
представляет собой индуцированную метрику. Также,
и
можно рассчитать через


куда
и
являются соответственно исходящим и входящим коэффициентами несродства, определяемыми


Более того, на языке Формализм Ньюмана – Пенроуза с условием
, у нас есть

Как мы видим, для геодезической нулевой конгруэнции оптический скаляр
играет ту же роль со скоростью расширения
и
. Следовательно, для геодезической нулевой конгруэнции
будет равно либо
или же
.
В срезать геодезической нулевой конгруэнции определяется равенством

В крутить геодезической нулевой конгруэнции определяется формулой
![{displaystyle (12) quad {hat {omega}} ^ {2} = {frac {1} {2}}, k _ {[a,;, b]}, k ^ {a,;, b} = g ^ {ca}, g ^ {db}, k _ {[a,;, b]}, k_ {c,;, d} ;.}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/58db6450998643881eadef75bd6859c35faa5252)
На практике геодезическая нулевая конгруэнтность обычно определяется либо исходящей (
) или входящий (
) касательное векторное поле (которые также являются его нулевыми нормалями). Таким образом, мы получаем два набора оптических скаляров
и
, которые определены относительно
и
, соответственно.
Приложения в разложении уравнений распространения
Для геодезической времениподобной конгруэнтности
Распространение (или эволюция)
для геодезического времениподобного сравнения вдоль
соблюдает следующее уравнение,

Возьмите след уравнения (13), сжав его с
, и уравнение (13) принимает вид

в терминах величин в уравнении (6). Более того, бесследная симметричная часть уравнения (13) имеет вид

Наконец, антисимметричная составляющая уравнения (13) дает
![{displaystyle (16) quad Z ^ {c} abla _ {c} omega _ {ab} = - {frac {2} {3}} heta omega _ {ab} -2sigma _ {; [b} ^ {c} omega _ {a] c} ;.}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/bdf44a700c0593b557dc3ec1706ec0290d0997da)
Для геодезической нулевой конгруэнции
(Общая) геодезическая нулевая конгруэнция подчиняется следующему уравнению распространения:

С определениями, приведенными в уравнении (9), уравнение (14) можно переписать в следующие компонентные уравнения:



Для ограниченной геодезической нулевой конгруэнции
Для геодезической нулевой конгруэнции, ограниченной на нулевой гиперповерхности, имеем



Коэффициенты спина, уравнение Райчаудхури и оптические скаляры
Для лучшего понимания предыдущего раздела мы кратко рассмотрим значения соответствующих спиновых коэффициентов NP при изображении нулевые сравнения.[1] В тензор форма Уравнение Райчаудхури[6] управление нулевыми потоками читает

куда
определяется так, что
. Величины в уравнении Райчаудхури связаны со спиновыми коэффициентами соотношением



где уравнение (24) непосредственно следует из
и


Смотрите также
Рекомендации
- ^ а б c Эрик Пуассон. Инструментарий релятивиста: математика механики черной дыры. Кембридж: Издательство Кембриджского университета, 2004. Глава 2.
- ^ а б Ганс Стефани, Дитрих Крамер, Малькольм МакКаллум, Корнелиус Хенселэрс, Эдуард Херльт. Точные решения уравнений поля Эйнштейна.. Кембридж: Издательство Кембриджского университета, 2003. Глава 6.
- ^ а б Субраманян Чандрасекар. Математическая теория черных дыр. Оксфорд: Oxford University Press, 1998. Раздел 9. (а).
- ^ а б Джереми Брансом Гриффитс, Иржи Подольский. Точное пространство-время в общей теории относительности Эйнштейна. Кембридж: Издательство Кембриджского университета, 2009. Раздел 2.1.3.
- ^ а б П. Шнайдер, Дж. Элерс, Э. Э. Фалько. Гравитационные линзы. Берлин: Springer, 1999. Раздел 3.4.2.
- ^ Саян Кар, Сумитра СенГупта. Уравнения Райчаудхури: краткий обзор. Прамана, 2007, 69(1): 49-76. [arxiv.org/abs/gr-qc/0611123v1 gr-qc / 0611123]