Početna
header image
Relativnost - specijalna teorija

Teorija koju je iznio Albert Einstein 1905. godine. A odnosi se na zakone fizike kako ih doživljava promatrač koji se giba unutar nekog sustava konstantnom brzinom u odnosu na neki drugi sustav u gibanju, te kako ta relativna gibanja utječu na mjerenja koja vrše promatrači u sustavima. Pri malim brzinama, specijalna teorija predviđa iste rezultate kao i klasični Newtonowi zakoni gibanja. Jedna od osnovnih postavki specijalne teorije je da brzina svjetlosti ista u svim pravcima , ista za sve promatrače, te neovisna o relativnom gibanju promatrača i izvora; to je u suprotnosti s Newtonovom klasičnom fizikom, ali je eksperimentalno dokazano.

    Druga osnovna postavka specijalne teorije je da su svi fizikalni zakoni u svim inercijskim sustavima, uz jednake početne uvjete, jednaki i svaki zakon jednog sustava važit će i u drugom. Prije specijalne teorije govorilo se o apsolutnom vremenu i apsolutnom prostoru koji su bili jednaki za sve promatrače, no Einstein je dokazao da se, kao posljedica nepromjenjivosti brzine svjetlosti, prostor i vrijeme ne mogu smatrati odvojenim pojmovima već složenim entitetom (tzv. Prostorvrijeme). Svaki događaj u inercijskom sustavu mora biti objašnjen četverodimenzionalnim koordinatama: trima prostornim i jednom vremenskom. Specijalna teorija također predviđa sporije protjecanje vremena u nekom sustavu što je njegova brzina gibanja bliža svjetlosnoj, povećanje mase tijela pri brzinama bliskim svjetlosnoj, te skraćene duljine objekta koji putuje brzinama bliskim svjetlosnoj. Za vanjskog promatrača, objekt koji bi dostigao brzinu svjetlosti smanjio bi se do točke, a vrijeme u tom sustavu bi stalo. Iz toga slijedi da objekt s masom ne može dostići brzinu svjetlosti; samo čestica bez mase (npr. foton) može putovati brzinom svjetlosti.
[ Nazad ]
Najnovije
Enciklopedija
Zvjezdana evolucija
Životni ciklus zvijezda. U hladnim međuzvjezdanim oblacima plina i prašine, koje sadrže dovoljno mase za nastanak više stotina zvijezda, pod nekim vanjskim utjecajem (npr. eksplozija obližnje supernove) započinje gravitacijsko stezanje. Zbog nejednolike gustoće oblaka dolazi do njegove fragmentacije; svaki pojedini fragment doživljava daljnje gravitacijsko stezanje pri čemu rastu njegova temperaturai gustoća. Kada one dosegnu kritičnu vrijednost (vidi Zvijezda), započinje termonuklearna fuzija vodika u helij i zvijezda je rođena. Ona tada dospjeva na glavni niz Hertzsprung – Russellovog dijagrama na kojem provodi najveći dio svog života. Smrt zvijezde ovisi o njenoj masi. Male i srednje zvijezde (poput Sunca), nakon što se sav vodik u njihovim središtima pretvori u helij, dospjevaju u fazu crvenog diva i napuštaju glavni niz Hertzsprung – Russellovog dijagrama. Jezgra im doživljava daljnje gravitacijsko stezanje, a vanjski slojevi se šire i hlade. Kada temperatura i gustoća u jezgri dovoljno porastu, započinje fuzija helija u ugljik i kisik, koja traje kratko (nekoliko desetaka do stotina milijuna godina). Ovakve zvijezde su nedovoljno masivne da bi započele daljnje gravitacijsko stezanje jezgre. Gusta masivna jezgra od vrućeg ugljika naziva se bijeli patuljak, a najveći dio materije bivše zvijezde, koji se već ranije počeo širiti, nastavlja se sferno širiti međuzvjezdanim prostorom u obliku planetarne maglice. Nakon više desetaka milijardi godina bijeli patuljak će se ohladiti i postati crni patuljak. Masivnije zvijezde (s masom većom od osam Sunčevih masa) nastavljaju u svojim jezgrama fuziju u teže elemente, sve do željeza. Željezo je krajnji produkt fuzije, pa daljnje stezanje jezgre dovdi do potpunog kolapsa i eksplozije koja se naziva supernova, pri čemu se skoro cjelokupna materija zvijezde razleti u međuzvjezani prostor. Ako jezgra koja preostane nakon eksplozije ima masu između 1,4 i 3 Sunčeve mase pretvorit će se u neutronsku zvijezdu, a ako je jezgra masivnija od tri Sunčeve mase pretvorit će se u crnu rupu.