Redigerer
Den generelle relativitetsteorien
(avsnitt)
Hopp til navigering
Hopp til søk
Advarsel:
Du er ikke innlogget. IP-adressen din vil bli vist offentlig om du redigerer. Hvis du
logger inn
eller
oppretter en konto
vil redigeringene dine tilskrives brukernavnet ditt, og du vil få flere andre fordeler.
Antispamsjekk.
Ikke
fyll inn dette feltet!
==Historisk utvikling== Det var [[Hermann Minkowski]] i 1907 som viste at Einsteins spesielle relativitetsteori viste kan formuleres geometrisk i et firedimensjoanlt [[tidrom]].<ref name="Pais">A. Pais, ''Subtle is the Lord'', Clarendon Press, Oxford (1982). ISBN 0-19-853907-X</ref> Siden er dette omtalt som [[Kovariant relativitetsteori|Minkowski-rommet]]. Det har en [[metrisk tensor]] som uttrykkes ved det kvadratiske linjeelementet : <math> ds^2 = c^2dt^2 - dx^2 - dy^2 - dz^2 </math> En klokke i bevegelse viser [[egentid]]en ''dτ = ds''/''c''. Ved å innføre de fire koordinatene ''x''<sup> 0</sup> = ''ct'', ''x''<sup>1</sup> = ''x'', ''x''<sup>2</sup> = ''y'' og ''x''<sup>3</sup> = ''z '' kan dette skrives på standardformen som {{nowrap|''ds''<sup> 2</sup> {{=}} ''η<sub>μν</sub> dx<sup>μ</sup> dx<sup>ν</sup>''}} slik at Minkowski-metrikken har de diagonale komponentene {{nowrap|''η<sub>μν</sub>'' {{=}} (1, -1, -1, -1)}}. Dette linjeelementet er invariant under [[Kovariant relativitetsteori|Lorentz-transformasjoner]]. All fysikk og fysiske lover skal være de samme i [[inertialsystem]] forbundet med slike lineære koordinattransformasjoner. Det var med en gang klart at dette ikke lar seg gjøre når tyngdekrefter er tilstede. Men i 1907 hadde Einstein «sitt livs beste idé» da han innså at det er umulig å skille mellom tyngdekrefter og treghetskrefter som skyldes [[akselerasjon]].<ref name = Einstein-1907>A. Einstein, [http://www.soso.ch/wissen/hist/SRT/E-1907.pdf ''Über das Relativitätsprinzip und die aus demselben gezogenen Folgerungen''], Jahrbuch der Radioaktivität und Elektronik, '''4''', 411 - 462 (1907)</ref>. Dette er innholdet av [[ekvivalensprinsippet]]. For en observatør i [[fritt fall]] vil alle gjenstander i de nærmeste omgivelser være upåvirket av slike krefter og derfor sveve fritt, det vil si bevege seg som i et Minkowski-rom. Denne innsikten var begynnelsen på den generelle relativitetsteorien.<ref name = Pais/> ===Rødforskyvning og lysavbøyning=== I dette arbeidet viser han at klokker vil gå med forskjellige hastigheter i et [[Newtons gravitasjonslov|gravitasjonsfelt]] Φ. Det kan observeres ved å sende ut et periodisk signal eller en [[lys]]bølge med [[frekvens]] ''ν''<sub>1</sub> fra et sted hvor dette har verdien Φ<sub>1</sub> til et annet sted med et potensial Φ<sub>2</sub>. Den observerte frekvensen ''ν''<sub>2</sub> på dette stedet er da forbundet med den opprinnelige frekvensen ved ligningen : <math> \nu_1 = \nu_2(1 + \Phi/c^2) </math> der Φ nå er potensialforskjellen Φ<sub>2</sub> - Φ<sub>1</sub>. Hvis lyset altså beveger seg til et sted med høyere potensial slik at Φ > 0, vil det få mindre frekvens og derfor være [[rødforskyvning|rødforskjøvet]]. Omvendt, hvis man betrakter en klokke på et sted med et høyere potensial enn der man er, vil man se at den går raskere enn den lokale klokken. [[Fil:Elevator gravity.svg|left|thumb|Ifølge [[ekvivalensprinsippet]] vil en ball i [[Jorden]]s tyngdefelt bevege seg på samme måte som i en rakett med akselerasjon ''g'' = 9.8 m/s<sup>2</sup>.]] På dette første trinn i utviklingen av teorien prøvde Einstein å forklare dette fenomenet med at lyshastigheten kunne være avhengig av størrelsen til gravitasjonspotensialet slik at man kunne tilskrive det en effektiv [[brytningsindeks]]. Det ville i så fall bety at en lysstråle vil avbøyes av tyngdekraften. Først i 1911 tok Einstein opp igjen disse tankene.<ref name = Einstein1911>A. Einstein, [http://myweb.rz.uni-augsburg.de/~eckern/adp/history/einstein-papers/1911_35_898-908.pdf ''Über den Einfluß der Schwerkraft auf die Ausbreitung des Lichtes''], Annalen der Physik '''35''', 898 - 908 (1911).</ref> Han utledet rødforskyvningen på en enklere måte, igjen basert på ekvivalensprinsippet. Videre innså han at gravitasjonell avbøyning av lys vanligvis er en så liten effekt, at den i beste fall kun ville kunne observeres når det passerer meget nærme [[Solen]] hvor gravitasjonspotensialet {{nowrap|Φ {{=}} - ''GM''/''r''}} er spesielt sterkt. Han fant da resultatet : <math> \theta' = {2GM\over bc^2} </math> hvor ''b'' er avstanden fra sentrum til lystrålen. Ved å sette denne lik Solens radius, fant han at ''θ''' = 0.87 [[buesekund]]. Selv for en slik meget liten vinkel mente Einstein at den skulle kunne observeres under en [[solformørkelse]]. En sådan ville finne sted i Russland i august 1914, og Einstein gikk i gang med å organisere en ekspedisjon dit ledet av hans venn og kollega [[Erwin Finlay-Freundlich]]. Men den måtte avlyses da [[første verdenskrig]] brøt ut på samme tid. Det var nesten godt da Einstein to år senere fant ut fra den endelige formuleringen av teorien at lysavbøyningen skulle være dobbelt så stor. ===Fra skalarfelt til tensorteori=== Under sitt opphold i [[Prag]] fra 1911 til 1912 begynte Einstein å bli klar over at en ny, generell gravitasjonsteori måtte være gyldig i alle koordinatsystem tilsvarende ulik akselerasjon. Derfor kunne ikke [[euklidsk geometri]] i alminnelighet benyttes i tidrommet. I stedet måtte man gjøre bruk [[riemannsk geometri]] på samme måte som når man går fra en plan [[flate]] til en [[differensiell flategeometri|krum flate]]. Tilbake i [[Zürich]] kunne Einstein der få hjelp av sin venn og kollega [[Marcel Grossmann]] til å anvende denne matematikken på en generell relativitetsteori.<ref name = Pais/> Etter ett års anstrengelser publiserte de resultatet av sitt samarbeid i en stor avhandling med tittelen ''Entwurf einer verallgemeinerten Relativitätstheorie und eine Theorie der Gravitation'' i 1913.<ref name = Entwurf>A. Einstein und M. Grossmann, ''Entwurf einer verallgemeinerten Relativitätstheorie und einer Theorie der Gravitation'', Zeitschrift für Mathematik und Physik '''62''', 225-261 (1914).</ref> I ettertid er denne viktige publikasjonen blitt omtalt som «Entwurf-avhandlingen» hvor det tyske ordet ''Entwurf '' betyr utkast. Einstein skrev den første delen som omhandlet hvordan tyngdekrefter kunne beskrives som en geometrisk effekt, mens den andre delen var skrevet av Grossmann og ga en presentasjon av riemannsk geometri og [[tensor]]analyse.<ref name="Renn">H. Gutfreund and J. Renn, ''The Road to Relativity'', Princeton University Press, New Jersey (2017). ISBN 978-0-691-17581-2.</ref> I stedet for å beskrive gravitasjon ved en skalært potensial Φ, var det nødvendig å erstatte dette med de ti komponentene til den [[metrisk tensor|metriske tensoren]] ''g<sub>μν</sub>'' for tidrommet. For å få overensstemmelse med Newtons gravitasjonslov, måtte det eksistere en lineære sammenheng mellom [[energi-impulstensor]]en ''T<sub>μν</sub>'' og en geometrisk tensor forbundet med [[krumning]]en til tidrommet. Nøyaktig hvordan denne nye feltligningen skulle se ut, lykkes de ikke å finne ut av.<ref name = MTW/> Omtrent på samme tid utviklet den finske fysiker [[Gunnar Nordstrøm]] en relativistisk gravitasjonsteori basert på det skalare gravitasjonspotensialet Φ.<ref name = Norstrom>J.D. Norton, [http://www.pitt.edu/~jdnorton/papers/Nordstroem.pdf ''Einstein, Nordström and the early demise of scalar, Lorentz-covariant theories of gravitation''], Archive for History of Exact Sciences '''45''' (1), 17–94 (1992).</ref> Einstein så med interesse på denne alternative teorien selv om den ikke hadde alle de fysiske egenskapene han ønsket seg. Sammen med sin student [[Adriaan Fokker]] viste han på begynnelsen av 1914 at den tillot bare tidrom hvor metrikken hadde den spesielle formen<ref name = EinstenFokker>A. Einstein und A.D. Fokker, [http://myweb.rz.uni-augsburg.de/~eckern/adp/history/einstein-papers/1914_44_321-328.pdf ''Die Nordströmsche Gravitationstheorie vom Standpunkt des absoluten Differentialkalküls''], Annalen der Physik '''44''', 321-328 (1914).</ref> : <math> g_{\mu\nu} = e^{2\Phi/c^2}\eta_{\mu\nu} </math> Spesielt for denne teorien var at den ikke ville gi noen gravitasjonell lysavbøyning. For å avgjøre dette spørsmålet var derfor observasjon av fenomenet ved solformørkelsen om høsten samme år blitt enda viktigere. Likedan viste Einstein og Fokker at den generelle ligningen for gravitasjonsfeltet Φ i denne skalare teorien kan skrives på den geometriske formen : <math> R = {24\pi G\over c^4} T </math> hvor ''T'' = ''T<sup>μ</sup><sub>μ</sub>'' er [[Matrise#En kvadratisk matrises spor|sporet]] av energi-impulstensoren, mens ''R'' = ''R<sup>μ</sup><sub>μ</sub>'' er sporet av [[Einsteins feltligning|Riccis krumningstensor]] ''R<sub>μν</sub>''. Feltligningen hadde derfor samme struktur som i Entwurf-avhandlingen, men Einstein var likevel overbevist om at det fantes en enda mer generell teori. ===Feltligningen=== [[Fil:Albert Einstein photo 1920.jpg|thumb|Einstein i sitt kontor ved [[Universitetet i Berlin]] i 1920.]] Våren 1914 flyttet Einstein til Berlin. Arbeidet med en generell relativitetsteori var det som opptok han mest. Vel et år senere begynte en endelig formulering å ta form. I løpet av fire påfølgende presentasjoner i november 1915 la han frem stadig nye og forbedrete utkast til en slik generell teori ved ukentlige møter i [[det prøyssiske vitenskapsakademiet]].<ref name = Renn/> Ved møtet den 11. november mente han å funnet den nye feltligningen uttrykt ved Ricci-tensoren og energi-impulstensoren. Den kunne ganske enkelt skrives som {{nowrap|''R<sub>μν</sub>'' {{=}} ''κT<sub>μν</sub>''}} hvor konstanten {{nowrap|''κ'' {{=}} 8''πG''/''c''<sup>4</sup>}}. I det tomme rom hvor det ikke er noe materie, må metrikken derfor finnes fra de ti ligningene {{nowrap|''R<sub>μν</sub>'' {{=}} 0}}. En uke senere ga han løsningen av disse ligningene utenfor en masse ''M''. I Newtons teori vil den gi opphav til et gravitasjonspotensial {{nowrap|Φ {{=}} - ''GM''/''r'' }} i radiell avstand ''r'' fra massen. Ved store avstander er dette svakt, noe som gjorde det mulig for Einstein å finne resultatet : <math> ds^2 = (1 + 2\Phi/c^2)c^2dt^2 - (1 - 2\Phi/c^2)d\mathbf{x}^2 </math> for metrikken i dette området. Det første leddet på høyre side forklarer [[tidsdilatasjon]] og dermed også gravitasjonell [[rødforskyvning]]. I tillegg fant Einstein at denne løsningen også gir en korreksjon til [[Keplers lover]] for planetene. Denne er størst for [[Merkur]] som er nærmest Solen hvor Φ er mest negativ. Og korreksjonen Einstein beregnet, viste seg å være nøyaktig så stor som behøvdes for å forklare hvorfor [[Perihelium|perihelet]] til denne planet flyttet seg langsomt i årenes løp. Det viste at teorien kunne være korrekt.<ref name = MTW/> Det siste leddet i metrikken viser at 3-rommet utenfor massen har en [[ikke-euklidsk geometri]] og derfor er krummet. En konsekvens av det er at lysavbøyningen vil få et ekstra bidrag og skal i stedet være : <math> \theta = {4GM\over bc^2} </math> Dette er dobbelt så stort som det som følger fra den opprinnelige bruken av ekvivalensprinsippet. En eksperimentell måling av denne vinkelen ville derfor være avgjørende for teoriens gyldighet. På dette tidspunktet var Einstein klar over at hans teori ikke oppfylte kravet om bevarelse av energi og impuls. Men ved møtet den 25. november kunne han presentere den endelige formen på feltligningen : <math> R_{\mu\nu} - {1\over 2}g_{\mu\nu}R = \kappa T_{\mu\nu} </math> som også hadde denne egenskapen. Tensoren på venstre side er [[Einsteins feltligning|Einsteins krumningstensor]] som vanligvis skrives som ''G<sub>μν</sub>'' eller ''E<sub>μν</sub>''. Ved å ta sporet av ligningen, finner man sammenhengen {{nowrap|''R {{=}} -κT''}}. Den kan derfor skrives på den ekvivalente formen : <math> R_{\mu\nu} = \kappa \big(T_{\mu\nu} - {1\over 2}g_{\mu\nu}T\big) </math> I det tomme rom hvor {{nowrap|''T<sub>μν</sub>'' {{=}} 0}}, er denne ekvivalent med ligningen fra den 11. november. Derfor var også løsningen for metrikken i stor avstand fra en sentral masse fremdeles gyldig og dens fysiske konsekvenser. På nyåret 1916 skrev han sammen denne endelige formuleringen av teorien i en større artikkel i ''Annalen der Physik''.<ref name = Einstein1916>A. Einstein, [http://myweb.rz.uni-augsburg.de/~eckern/adp/history/einstein-papers/1916_49_769-822.pdf ''Die Grundlage der allgemeinen Relativitätstheorie'',] Annalen der Physik '''49''' (7), 769 - 822 (1916).</ref> ===David Hilbert=== Sommeren 1915 tilbragte Einstein vel en uke ved [[Universitetet i Göttingen]] hvor han ga flere forelesninger om sitt arbeid med en generell relativitetsteori. Blant tilhørerne var den kjente matematiker [[David Hilbert]] som fattet stor interesse for disse nye ideene. Under oppholdet der utviklet de to et vennskap og forble i kontakt utover høsten mens Einstein prøvde å gjøre teorien ferdig. Samtidig viste Hilbert at den kovariante feltligningen kunne utledes mye mer direkte fra et [[virkningsprinsipp]].<ref name = Carroll/> I moderne notasjon beskriver man materie ved en [[kvantefeltteori|feltteori]] for et [[felt (fysikk)|felt]] ''ψ'' som er beskrevet ved en [[Lagrange-mekanikk|Lagrange-funksjon]] <math>\cal{L}</math>. Hilbert viste at når denne materien er i et gravitasjonsfelt beskrevet ved metrikken ''g<sub>μν</sub>'', kan det hele beskrives ved [[virkningsprinsipp|virkningen]] : <math> S = \int d^4x\sqrt{-g}\Big[{\cal L}(\psi) - {1\over 2\kappa}R(g_{\mu\nu})\Big] </math> hvor ''g'' er [[determinant]]en til [[matrise]]n som ''g<sub>μν</sub>'' danner og ''R'' den skalare krumningen gitt ved sporet av Ricci-tensoren. En variasjon ''δψ'' av feltet vil gi bevegelsesligningen for dette, mens en variasjon ''δg<sub>μν</sub>'' gir [[Einsteins feltligning]]. Tidligere hadde Einstein også benyttet virkningsprinsippet til å komme frem til sin feltligning. Men han hadde valgt å benytte spesielle koordinater hvor determinanten {{nowrap|''g'' {{=}} -1}}. Hilberts utledning var derfor mer generell. I dag kalles denne fundamentale virkningen ofte for Einstein-Hilbert-virkningen.<ref name="Peacock">J. A. Peacock, ''Cosmological Physics'', Cambridge University Press, England (1999). ISBN 0-521-42270-1.</ref> ===Schwarzschild-løsningen=== Mens Einstein hadde funnet en tilnærmet løsning av sin feltligning i store avstander fra en sentral masse, viste [[Karl Schwarzschild]] tidlig i 1916 at det finnes en eksakt løsning gyldig overalt.<ref name = Schwarzschild-metric>K. Schwarzschild, [https://archive.org/stream/sitzungsberichte1916deutsch#page/188/mode/2up ''Über das Gravitationsfeld eines Massenpunktes nach der Einsteinschen Theorie''], Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften '''7''', 189–196 (1916).</ref> Nesten samtidig ble en forbedret utgave av denne løsningen funnet av den nederlandske doktorgradsstudenten Johannes Droste.<ref name = Droste>J. Droste, [http://www.dwc.knaw.nl/DL/publications/PU00012325.pdf ''The field of a single centre in Einstein's theory of gravitation, and the motion of a particle in that field''], Proceedings of the Royal Netherlands Academy of Arts and Science '''19''' (1), 197–215 (1917).</ref> Med hans valg av koordinater kan metrikken utenfor massen ''M'' skrives som : <math>ds^2 = (1 - 2GM/rc^2)c^2dt^2 - {dr^2\over 1 - 2GM/rc^2} - r^2d\Omega^2\,</math> hvor ''d'' Ω<sup>2</sup> = ''dθ''<sup>2</sup> + sin<sup>2</sup>''θ dφ''<sup>2</sup> er det kvadratisk [[romvinkel]]elementet i [[kulekoordinater]] ''θ'' og ''φ''. Det har blitt vanlig å kalle denne versjonen for [[Schwarzschilds løsning]]. I store avstander fra massen hvor potensialet {{nowrap|Φ {{=}} - ''GM''/''r''}} er svakt og etter en liten justering av den radielle koordinaten ''r'', går løsningen over til det approksimative resultatet Einstein hadde funnet noen måneder tidligere. ===Kosmologisk konstant=== Etter at Einstein hadde vist hvordan hans generelle relativitetsteori fant anvendelser i [[Solsystemet]], gikk han i gang med å undersøke hvilke konsekvenser den kan ha for hele [[Universet]] slik det på den tiden var kjent. Utfra filosofiske betraktninger mente han at det måtte være uforanderlig med tiden og grenseløst i rommet. Det vil tilsvare en tredimensjonal generalisering av en todimensjonal [[kule (geometri)|kuleflate]] S<sup>2</sup>. Denne flaten har et endelig areal, men ingen grenser når man reiser omkring på den. Den romlige delen av Universet er derfor et krumt rom S<sup>3</sup> som har et endelig volum, men hvor man ikke vil møte noen «yttergrense» hvis man reiser utover så langt man er i stand til. Derimot vil man etter en endelig tid komme tilbake til startpunktet for reisen.<ref name="Harrison">E.R. Harrison, ''Cosmology: The Science of the Universe'', Cambridge University Press, England (1981). ISBN 0-521-22981-2.</ref> Metrikken som Einstein derfor antok for Universet, kan skrives som : <math> ds^2 = c^2dt^2 - {dr^2\over 1 - r^2/a^2} - r^2 d\Omega^2 </math> hvor ''a'' er radius til denne generaliserte kuleflaten som har en konstant og positiv krumning. Den radielle koordinaten ''r'' varierer mellom null og ''a''. Hvert punkt i dette tredimensjoanle rommet er ekvivalent og kan tas som Universets sentrum. Plasserer vi oss selv der, kan vi si at vi befinner oss i punktet {{nowrap|''r'' {{=}} 0}}. Utenfor oss er tidrommet derfor beskrevet ved den vanlige Minkowski-metrikken så lenge {{nowrap|''r'' << ''a''}}. Det er først over store avstander at vi vil merke at rommet har en krumning.<ref name = Peacock/> Ved å benytte i denne metrikken i løsningen av sin gravitasjonelle feltligning, oppdaget Einstein at han ikke kunne finne noen løsning som oppfylte kravet at Universets radius ''a'' skulle være konstant. Han ble derfor nødt til å modifisere ligningen ved å legge til en ekstra term som ville gi en stabiliserende effekt. Gravitasjonsligningen tok dermed formen<ref name = EinsteinLambda>A. Einstein, [http://echo.mpiwg-berlin.mpg.de/ECHOdocuView?url=/permanent/echo/einstein/sitzungsberichte/S250UZ0K/index.meta ''Kosmologische Betracthungen zur allgemeinen Relativitätstheorie''], Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften, 142–152 (1917).</ref> : <math> E_{\mu\nu} = \kappa T_{\mu\nu} + \Lambda g_{\mu\nu} </math> hvor Λ er [[kosmologisk konstant|den kosmologiske konstanten]] som han måtte innføre. Den bestemmer størrelsen til dette Universet. Einstein fant at dets radius da ville være : <math> a = \sqrt{1\over\Lambda} </math> Denne nye konstanten virker som en slags [[gravitasjonspotensial#Kosmologisk konstant|frastøtende gravitasjon]] som virker mot de vanlige tyngdekreftene som prøver å trekke massen i Universet sammen. Har dette en konstant massetetthet ''ρ'', så er størrelsen til Λ bestemt ved : <math> \Lambda = {1\over 2}\kappa\rho c^2 </math> På den tiden trodde man at Universet bestod hovedsakelig av stjernene man kunne se i [[Melkeveien]].<ref name = Harrison/> Utfra det kunne man anslå at det hadde en midlere tetthet på omtrent {{nowrap|''ρ'' {{=}} 10<sup>-22</sup> g/cm<sup>3</sup>}}. I Einsteins kosmologi tilsvarer det at Universet har en utstrekning gitt ved ''a'' = 10<sup>7</sup> [[lysår]]. Da dette var mye større enn utstrekningen 10<sup>4</sup> lysår til Melkeveien, kan det være en grunn til at Einstein i de følgende årene ikke gjorde mer med denne statiske modellen.<ref name = CO>C. O’Raifeartaigh, [https://physicstoday.scitation.org/do/10.1063/PT.5.9085/full/ ''Albert Einstein and the origins of modern cosmology''], Physics Today, February (2017).</ref> Men en mer sannsynlig grunn kan være at det snart ble klart at hans statiske univers var ustabilt. Hvis ikke massetettheten hadde nøyaktig den verdien Λ tilsa, ville radien ''a'' ikke lenger være konstant med tiden. I så fall ville universet begynne å ekspandere eller falle sammen. At det kunne skje i det virkelige univers, var ikke Einstein villig til å akseptere før mer enn ti år senere.<ref name = Harrison/> Einstein hadde kommet frem til den generelle gravitasjosteorien overbevist at det var materien som ga tidrommet en ikke-triviell geometri. Men allerede i samme år som Λ ble innført, viste den nederlandske astronomen [[Willem de Sitter]] at en mulig kosmologisk modell uten materie kunne utledes fra feltligingen, bare inneholdende en kosmologisk konstant. I dag er det klart at den gir den enkleste beskrivelse av [[mørk energi]] som Universet inneholder og forårsaker dets akselerasjon. Langt inn i fremtiden vil det i så fall kunne beskrives som et [[de Sitters univers|de Sitter-univers]].<ref name="Barbara">B. Ryden, ''Introduction to Cosmology'', Addison Wesley, San Fransisco (2003). ISBN 0-8053-8912-1.</ref> ===Verifikasjon=== Den første og viktigste verifikasjon av Einsteins gravitasjonsteori fant sted i forbindelse med solformørkelsen som fant sted den i 29. mai 1919. To engelske ekspedisjoner ble utsendt, en til Vestkysten av Afrika og en til Sør-Amerika for å måle nøyaktig hvor stor lysavbøyningen ville være. Resultatene ble presentert på et spesielt møte i [[Royal Society]] den 6. november samme år. Begge ekspedisjonene hadde funnet verdier som passet godt med forutsigelsen fra teorien og kunne ikke forklares på noen annen måte. Dette gjorde Einstein til en internasjonal berømthet, og den generelle relativitetsteorien hadde åpnet opp et nytt verdensbilde i fysikken. Siden denne avgjørende verifikasjonen er teorien blitt funnet i full overensstemmelse med mange senere og mye mer presise tester.<ref name = Harrison/>
Redigeringsforklaring:
Merk at alle bidrag til Wikisida.no anses som frigitt under Creative Commons Navngivelse-DelPåSammeVilkår (se
Wikisida.no:Opphavsrett
for detaljer). Om du ikke vil at ditt materiale skal kunne redigeres og distribueres fritt må du ikke lagre det her.
Du lover oss også at du har skrevet teksten selv, eller kopiert den fra en kilde i offentlig eie eller en annen fri ressurs.
Ikke lagre opphavsrettsbeskyttet materiale uten tillatelse!
Avbryt
Redigeringshjelp
(åpnes i et nytt vindu)
Denne siden er medlem av 1 skjult kategori:
Kategori:1000 artikler enhver Wikipedia bør ha
Navigasjonsmeny
Personlige verktøy
Ikke logget inn
Brukerdiskusjon
Bidrag
Opprett konto
Logg inn
Navnerom
Side
Diskusjon
norsk bokmål
Visninger
Les
Rediger
Rediger kilde
Vis historikk
Mer
Navigasjon
Forside
Siste endringer
Tilfeldig side
Hjelp til MediaWiki
Verktøy
Lenker hit
Relaterte endringer
Spesialsider
Sideinformasjon