Ecuaciones del campo de Einstein para Niños

Representación de la curvatura dada por la ecuación de campo de Einstein sobre el plano de la eclíptica de una estrella esférica: Dicha ecuación relaciona la presencia de materia con la curvatura adquirida por el espacio-tiempo.

En física, las ecuaciones de campo de Einstein, ecuaciones de Einstein o ecuaciones de Einstein-Hilbert (conocidas como EFE, por Einstein field equations) son un conjunto de diez ecuaciones de la teoría de la relatividad general de Albert Einstein que describen la interacción fundamental de la gravitación como resultado de que el espacio-tiempo está siendo curvado por la materia y la energía.

Publicadas por primera vez por Einstein en 1915 como una ecuación tensorial, las ecuaciones EFE equiparan la curvatura del espacio-tiempo local (expresada por el tensor de Einstein) con la energía local y el momento dentro de ese espacio-tiempo (expresado por el tensor de tensión-energía).

Las ecuaciones de campo de Einstein relacionan la presencia de materia con la curvatura del espacio-tiempo. Más exactamente, cuanto mayor sea la concentración de materia, representada por el tensor de energía-impulso, tanto mayores serán las componentes del tensor de curvatura de Ricci.

En el límite clásico no-relativista, esto es, a velocidades pequeñas comparadas con la luz y campos gravitacionales relativamente débiles, las ecuaciones de campo de Einstein se reducen a la ecuación de Poisson para el campo gravitatorio, que es equivalente a la ley de gravitación de Newton.

Contenido

Forma matemática de las ecuaciones de campo de Einstein
- Límite clásico
Soluciones de la ecuación de campo de Einstein
Véase también

Forma matemática de las ecuaciones de campo de Einstein

En las ecuaciones de campo de Einstein, la gravedad se da en términos de un tensor métrico, una cantidad que describe las propiedades geométricas del espacio-tiempo tetradimensional y a partir de la cual se puede calcular la curvatura. En la misma ecuación, la materia es descrita por su tensor de tensión-energía, una cantidad que contiene la densidad y la presión de la materia. Estos tensores son tensores simétricos de 4 X 4, de modo que tienen diez componentes independientes. Dada la libertad de elección de las cuatro coordenadas del espacio-tiempo, las ecuaciones independientes se reducen a seis. La fuerza de acoplamiento entre la materia y la gravedad es determinada por la constante gravitatoria universal.

Para cada punto del espacio-tiempo, la ecuación de campo de Einstein describe cómo el espacio-tiempo se curva por la materia y tiene la forma de una igualdad local entre un tensor de curvatura para el punto y un tensor que describe la distribución de materia alrededor del punto:

$\text{G}_{\mu\nu} = {8 \pi \text{G} \over \text{c}^4} T_{\mu\nu}$
Símbolo	Nombre
$G_{\mu\nu}$	Tensor de curvatura de Einstein, que se forma a partir de derivadas segundas del tensor métrico $g_{\mu\nu}$
$T_{\mu\nu}$	Tensor momento-energía
$c$	Velocidad de la luz
$G$	Constante de la gravitación universal

Esa ecuación se cumple para cada punto del espacio-tiempo.

El tensor de la curvatura de Einstein se puede escribir como:

$\text{G}_{\mu\nu} = R_{\mu\nu} - {1\over 2}R g_{\mu\nu} + \Lambda g_{\mu\nu}$

Símbolo	Nombre
$R_{\mu\nu}$	Tensor de curvatura de Ricci
$R$	Escalar de curvatura de Ricci
$\Lambda$	Constante cosmológica

La ecuación de campo, por lo tanto, también puede darse como sigue:

$R_{\mu\nu} - {1\over 2}R g_{\mu\nu} + \Lambda g_{\mu\nu} = {8 \pi \text{G} \over \text{c}^4} T_{\mu\nu}$

donde $g_{\mu\nu}\,$ es un tensor simétrico 4 x 4, así que tiene diez componentes independientes. Dada la libertad de elección de las cuatro coordenadas del espacio-tiempo, las ecuaciones independientes se reducen en número a seis. Estas ecuaciones son la base de la formulación matemática de la relatividad general. Nótese que considerando la contracción sobre los dos índices de la última relación se encuentra que el escalar de curvatura se relaciona con la traza del tensor energía impulso y la constante cosmológica mendiante:

$R - 2 R + 4 \Lambda = {8 \pi G \over c^4} T \,$

Esa relación permite escribir equivalentemente las ecuaciones de campo como:

$R_{\mu \nu} - g_{\mu \nu} \Lambda = {8 \pi G \over c^4} \left(T_{\mu \nu} - {1 \over 2}T\,g_{\mu \nu} \right)$

Límite clásico

Artículo principal: Límite clásico#Límite clásico de la relatividad general

En el límite clásico la única componente no nula del tensor de Ricci es la componente temporal $\scriptstyle R_{00}$ . Para obtener el límite clásico debe suponerse que el potencial gravitatorio es muy pequeño en relación al cuadrado de la velocidad de la luz y a continuación debe tomarse el límite de las ecuaciones cuando la velocidad de la luz tiende a infinito. Haciendo esas manipulaciones se obtiene que las ecuaciones de campo de Einstein para el campo gravitatorio se reducen a la ecuación diferencial de Poisson para el potencial gravitatorio. Suponiendo que para campos gravitatorios débiles la métrica del espacio tiempo puede escribirse como una perturbación de la métrica de Minkowski:

$g_{\alpha\beta}(\mathbf{x}) = \eta_{\alpha\beta} + \frac{h_{\alpha\beta}(\mathbf{x})}{c^2}, \qquad h_{00} \approx -2\phi_g$

La componente temporal del tensor de Ricci resulta ser:

$R_{00} \approx -\frac{1}{2} \sum_i \frac{\partial^2 h_{00}}{\partial (x^i)^2} = \frac{4\pi G}{c^2}(\rho c^2)\Rightarrow \nabla^2\phi_g = 4\pi G\rho$

La última expresión es precisamente la ecuación de Poisson, que es la expresión clásica que relaciona el potencial gravitatorio con la densidad de materia.

Soluciones de la ecuación de campo de Einstein

Una solución de la ecuación de campo de Einstein es cierta métrica apropiada para la distribución dada de la masa y de la presión de la materia. Algunas soluciones para una situación física dada son como sigue.

Distribución de masa esférica simétrica y estática

La solución para el vacío alrededor de una distribución de masa esférica simétrica, estática, es la métrica de Schwarzschild y la métrica de Kruskal-Szekeres. Se aplica a una estrella y conduce a la predicción de un horizonte de sucesos más allá del cual no se puede observar. Predice la posible existencia de un agujero negro de masa dada $M$ del que no puede ser extraída ninguna energía, en el sentido clásico del término (es decir, no mecánico-cuántico).

Véanse también: Radio de Schwarzschild y Agujero negro de Schwarzschild.

Masa de simetría axial en rotación

La solución para el espacio vacío alrededor de una distribución de masa de simetría axial en rotación es la métrica de Kerr. Se aplica a una estrella que rota y conduce a la predicción de la existencia posible de un agujero negro en rotación de masa dada M y momento angular J, del cual la energía rotatoria puede ser extraída.

Véase también: Agujero negro de Kerr

Universo isótropo y homogéneo (o uniforme)

La solución para un universo isótropo y homogéneo, lleno con una densidad constante y de una presión insignificante, es la métrica de Robertson-Walker. Se aplica al universo en su totalidad y conduce a diversos modelos de su evolución que predicen un universo en expansión.

Véanse también: Friedman-Lemaître-Robertson-Walker y Aceleración de la expansión del Universo.

Véase también

En inglés: Einstein field equations Facts for Kids

Obtenido de «https://ninos.kiddle.co/index.php?title=Ecuaciones_del_campo_de_Einstein&oldid=3823096»

Todo el contenido de los artículos de la Enciclopedia Kiddle (incluidas las imágenes) se puede utilizar libremente para fines personales y educativos bajo la licencia Atribución-CompartirIgual a menos que se indique lo contrario. Citar este artículo:

Ecuaciones del campo de Einstein para Niños. Enciclopedia Kiddle.

Ecuaciones del campo de Einstein para niños