Khóa Luận: Phương Trình Friedmann và Ba Mô Hình Vũ Trụ - ĐH Sư Phạm TP.HCM

Khóa luận vật lý về phương trình Friedmann và ba mô hình vũ trụ. Nghiên cứu chuyên sâu về động lực học vũ trụ và các mô hình tiến hóa.

Chuyên ngành

Vật Lý

Người đăng

Ẩn danh

Thể loại

Khóa Luận Tốt Nghiệp

1998 - 2002

47
7
0

Phí lưu trữ

30 Point

Mục lục chi tiết

LỜI NÓI ĐẦU

1. CHƯƠNG 1: PHÉP TÍNH TENXƠ

1.1. QUY TẮC CHỈ SỐ

1.2. MA TRẬN CHUYỂN TOA ĐỘ

1.3. TENXƠ PHẢN BIẾN VÀ TENXƠ HIỆP BIẾN

1.4. ĐẠI SỐ TENXƠ

1.5. Xét không gian n chiéu

1.6. ĐẠO HAM LIE

1.7. ĐẠO HÀM HIỆP BIẾN

1.8. ĐẠO HAM TUYET ĐỐI

1.9. KÝ HIỆU CHRISTOFFEL VA TENXƠ METRIC

1.10. DUONG TRAC DIA

1.11. TENXƠ RIEMANN

1.12. HỆ TỌA ĐỘ TRẮC ĐỊA

1.13. TENXO RICCI

2. CHƯƠNG 2: Phương trình Einstein

3. CHƯƠNG 3: Vũ trụ học tương đổi tính.

Tóm tắt

I. Giải mã Phương trình Friedmann và Mô hình vũ trụ hiện đại

Phương trình Friedmann là một bộ các phương trình cốt lõi trong ngành vũ trụ học, được phát triển bởi nhà vật lý học người Nga Alexander Friedmann vào năm 1922. Các phương trình này được suy ra trực tiếp từ thuyết tương đối rộng của Albert Einstein, cung cấp một bộ khung toán học để mô tả động lực học của một vũ trụ đồng nhất và đẳng hướng. Trước Friedmann, quan điểm phổ biến, ngay cả với Einstein, là vũ trụ tĩnh tại và không đổi. Tuy nhiên, các nghiệm của phương trình Friedmann đã chỉ ra một khả năng mang tính cách mạng: vũ trụ không tĩnh mà đang trong trạng thái giãn nở hoặc co lại. Khám phá này đã đặt nền móng cho mô hình Vụ Nổ Lớn (Big Bang), mô tả sự khởi đầu và tiến hóa của vũ trụ từ một trạng thái cực kỳ nóng và đặc. Nội dung bài viết này sẽ đi sâu phân tích các phương trình, khám phá các mô hình vũ trụ khác nhau mà chúng dự đoán, và thảo luận về vai trò của các thành phần bí ẩn như vật chất tốinăng lượng tối trong việc định hình số phận của vũ trụ. Việc hiểu rõ Phương trình Friedmann không chỉ là một bài tập học thuật, mà còn là chìa khóa để trả lời những câu hỏi cơ bản nhất về nguồn gốc, cấu trúc và tương lai của vũ trụ chúng ta đang sống.

1.1. Bối cảnh ra đời từ Thuyết tương đối rộng của Einstein

Nền tảng của phương trình Friedmann chính là thuyết tương đối rộng do Albert Einstein công bố năm 1915. Thuyết này mô tả lực hấp dẫn không phải là một lực theo kiểu Newton, mà là sự uốn cong của không-thời gian do khối lượng và năng lượng gây ra. Phương trình trường Einstein, Gμν = 8πG Tμν, đã liên kết hình học của không-thời gian (bên trái) với sự phân bố vật chất và năng lượng trong đó (bên phải). Tuy nhiên, khi áp dụng phương trình này cho toàn bộ vũ trụ, Einstein đã thêm vào một hằng số vũ trụ (Lambda) để có được một nghiệm vũ trụ tĩnh, phù hợp với quan niệm thời bấy giờ. Ông cho rằng một vũ trụ tĩnh là hợp lý và ổn định. Chính trong bối cảnh này, công trình của Alexander Friedmann xuất hiện như một sự thách thức trực tiếp. Friedmann đã chứng minh rằng, ngay cả khi không có hằng số vũ trụ, các phương trình của Einstein vẫn cho phép các nghiệm động, mô tả một vũ trụ đang thay đổi kích thước theo thời gian. Đây là một bước đột phá, chuyển đổi vũ trụ học từ một lĩnh vực triết học sang một ngành khoa học định lượng chính xác.

1.2. Alexander Friedmann và đóng góp mang tính cách mạng

Alexander Friedmann đã thực hiện một giả định quan trọng được gọi là Nguyên lý Vũ trụ học: ở quy mô lớn, vũ trụ là đồng nhất (homogeneous) và đẳng hướng (isotropic). Điều này có nghĩa là vũ trụ trông giống nhau ở mọi vị trí và theo mọi hướng nhìn. Dựa trên giả định này, ông đã đơn giản hóa các phương trình trường phức tạp của Einstein và rút ra một bộ hai phương trình đơn giản hơn, ngày nay được gọi là phương trình Friedmann. Các phương trình này mô tả mối quan hệ giữa tốc độ sự giãn nở của vũ trụ, mật độ năng lượng, áp suất vũ trụ, và độ cong không gian. Công trình của ông, ban đầu bị Einstein nghi ngờ, sau đó đã được chính Einstein thừa nhận là đúng đắn về mặt toán học. Tầm quan trọng của nó chỉ thực sự được công nhận rộng rãi sau khi quan sát của Edwin Hubble vào năm 1929 xác nhận rằng các thiên hà đang di chuyển ra xa nhau, chứng tỏ vũ trụ thực sự đang giãn nở. Friedmann đã cung cấp lý thuyết trước khi có bằng chứng thực nghiệm, một thành tựu phi thường trong lịch sử khoa học.

II. Phân tích chi tiết 2 Phương trình Friedmann cốt lõi nhất

Bộ phương trình Friedmann bao gồm hai phương trình độc lập, mỗi phương trình mô tả một khía cạnh khác nhau của động lực học vũ trụ. Phương trình thứ nhất, thường được gọi là phương trình năng lượng, liên kết trực tiếp tốc độ giãn nở (được biểu thị qua hằng số Hubble) với tổng mật độ năng lượng trong vũ trụ và độ cong không gian. Phương trình này cho thấy sự giãn nở bị chi phối bởi một cuộc "kéo co" giữa động năng của sự giãn nở và thế năng hấp dẫn của vật chất bên trong nó. Phương trình thứ hai, hay phương trình gia tốc, mô tả sự thay đổi tốc độ giãn nở. Nó cho thấy gia tốc của vũ trụ không chỉ phụ thuộc vào mật độ năng lượng mà còn cả áp suất vũ trụ. Một cách đáng ngạc nhiên, áp suất dương (giống như khí thông thường) sẽ làm chậm sự giãn nở, trong khi áp suất âm (một đặc tính của năng lượng tối) có thể gây ra sự giãn nở gia tốc. Để giải các phương trình này, các nhà vũ trụ học sử dụng một công cụ toán học gọi là thước đo Robertson-Walker, một nghiệm chính xác của phương trình trường Einstein mô tả một không-thời gian đồng nhất và đẳng hướng. Cùng với một phương trình trạng thái (liên kết áp suất và mật độ), bộ công cụ này cho phép chúng ta xây dựng các mô hình vũ trụ chi tiết và dự đoán tương lai của chúng.

2.1. Phương trình thứ nhất Mật độ năng lượng và sự giãn nở

Phương trình Friedmann thứ nhất có dạng: (ȧ/a)² = (8πG/3)ρ - kc²/a². Trong đó, 'a' là hệ số tỷ lệ (scale factor) mô tả kích thước tương đối của vũ trụ, 'ȧ' là đạo hàm theo thời gian của 'a' (tốc độ giãn nở), ρ là tổng mật độ năng lượng (bao gồm vật chất, bức xạ, và năng lượng tối), 'k' là hằng số độ cong không gian, G là hằng số hấp dẫn và c là tốc độ ánh sáng. Vế trái của phương trình, (ȧ/a)², chính là bình phương của hằng số Hubble, H. Phương trình này có thể được hiểu như một định luật bảo toàn năng lượng cho vũ trụ. Nó chỉ ra rằng động năng của sự giãn nở (vế trái) được cân bằng bởi mật độ năng lượng hấp dẫn (số hạng đầu tiên bên vế phải) và năng lượng hình học liên quan đến độ cong (số hạng thứ hai bên vế phải). Nếu mật độ năng lượng đủ lớn, nó có thể vượt qua động năng giãn nở và khiến vũ trụ cuối cùng co lại. Ngược lại, nếu mật độ thấp, vũ trụ sẽ giãn nở mãi mãi.

2.2. Phương trình thứ hai Vai trò của áp suất vũ trụ và gia tốc

Phương trình Friedmann thứ hai, hay phương trình gia tốc, được viết là: ä/a = -(4πG/3)(ρ + 3p/c²). Ở đây, 'ä' là đạo hàm bậc hai của hệ số tỷ lệ, đại diện cho gia tốc của sự giãn nở, và 'p' là áp suất vũ trụ. Phương trình này mang một ý nghĩa sâu sắc: gia tốc của vũ trụ không chỉ bị ảnh hưởng bởi mật độ năng lượng (ρ) mà còn bởi áp suất (p). Đối với vật chất thông thường và vật chất tối, áp suất gần như bằng không (p ≈ 0), và lực hấp dẫn luôn làm chậm sự giãn nở (ä < 0). Đối với bức xạ, áp suất dương (p > 0), càng làm tăng thêm lực hãm. Tuy nhiên, nếu tồn tại một thành phần có áp suất âm đủ lớn, chẳng hạn như năng lượng tối (với p ≈ -ρc²), thì số hạng (ρ + 3p) có thể trở thành âm. Điều này sẽ dẫn đến một gia tốc dương (ä > 0), nghĩa là sự giãn nở của vũ trụ sẽ tăng tốc theo thời gian. Đây chính là khám phá đoạt giải Nobel Vật lý năm 2011 và là bằng chứng mạnh mẽ nhất cho sự tồn tại của năng lượng tối.

III. Top 3 Mô hình vũ trụ Friedmann và số phận của vũ trụ

Các nghiệm của phương trình Friedmann, tùy thuộc vào giá trị của hằng số độ cong không gian (k), dẫn đến ba mô hình vũ trụ cơ bản, mỗi mô hình dự báo một số phận của vũ trụ khác nhau. Các mô hình này đều bắt nguồn từ một điểm kỳ dị ban đầu, tức là Vụ Nổ Lớn (Big Bang). Sự khác biệt cốt lõi nằm ở hình học tổng thể của không gian và sự tiến hóa lâu dài của nó. Giá trị của 'k' được quyết định bởi mật độ năng lượng tổng thể của vũ trụ so với một giá trị gọi là mật độ tới hạn. Nếu mật độ thực tế lớn hơn mật độ tới hạn, vũ trụ có độ cong dương. Nếu bằng, vũ trụ phẳng. Và nếu nhỏ hơn, vũ trụ có độ cong âm. Việc xác định mô hình nào mô tả đúng thực tại là một trong những mục tiêu lớn nhất của vũ trụ học quan sát, đòi hỏi phải đo lường chính xác các thành phần của vũ trụ, bao gồm cả vật chất tốinăng lượng tối. Dưới đây là phân tích chi tiết ba kịch bản có thể xảy ra cho tương lai vũ trụ của chúng ta.

3.1. Vũ trụ đóng k 1 Kịch bản Vụ Co Lớn Big Crunch

Mô hình vũ trụ đóng tương ứng với giá trị độ cong k = +1. Trong kịch bản này, mật độ vật chất và năng lượng của vũ trụ đủ lớn để lực hấp dẫn thắng thế. Sự giãn nở của vũ trụ, bắt đầu từ Vụ Nổ Lớn, sẽ dần chậm lại, dừng hẳn tại một kích thước cực đại, và sau đó đảo ngược quá trình. Các thiên hà sẽ bắt đầu di chuyển lại gần nhau, vũ trụ sẽ ngày càng nóng và đặc hơn, cuối cùng sụp đổ vào một điểm kỳ dị duy nhất trong một sự kiện được gọi là Vụ Co Lớn (Big Crunch). Về mặt hình học, không gian trong mô hình này là hữu hạn nhưng không có biên, tương tự như bề mặt của một quả cầu 4 chiều. Nếu bạn di chuyển theo một đường thẳng đủ lâu, bạn sẽ quay trở lại điểm xuất phát. Mô hình này, mặc dù thanh lịch, nhưng không được các dữ liệu quan sát hiện tại ủng hộ, vì chúng cho thấy mật độ vũ trụ rất gần với mật độ tới hạn.

3.2. Vũ trụ phẳng k 0 Giãn nở mãi mãi nhưng chậm dần

Mô hình vũ trụ phẳng xảy ra khi k = 0, nghĩa là mật độ năng lượng của vũ trụ chính xác bằng mật độ tới hạn. Trong trường hợp này, hình học không gian tuân theo các quy tắc Euclid quen thuộc (ví dụ, tổng các góc trong một tam giác bằng 180 độ) và không gian là vô hạn. Vũ trụ sẽ giãn nở mãi mãi, nhưng tốc độ giãn nở sẽ giảm dần theo thời gian, tiệm cận đến không khi thời gian tiến tới vô cùng. Đây là ranh giới mong manh giữa một vũ trụ co lại và một vũ trụ giãn nở vĩnh viễn. Trong một thời gian dài, mô hình này được coi là ứng cử viên hàng đầu vì sự đơn giản và phù hợp với lý thuyết lạm phát vũ trụ. Các quan sát hiện đại về bức xạ nền vi sóng vũ trụ cho thấy vũ trụ của chúng ta thực sự rất gần với trạng thái phẳng, củng cố thêm cho kịch bản này.

3.3. Vũ trụ mở k 1 Mô hình không gian cong vô hạn

Mô hình vũ trụ mở tương ứng với độ cong k = -1. Điều này xảy ra khi mật độ năng lượng của vũ trụ nhỏ hơn mật độ tới hạn, khiến động năng của sự giãn nở luôn lớn hơn lực hút hấp dẫn. Do đó, vũ trụ sẽ giãn nở mãi mãi với một tốc độ không bao giờ giảm xuống bằng không. Về mặt hình học, không gian trong mô hình này có độ cong âm, tương tự như hình dạng của một chiếc yên ngựa, và cũng là vô hạn. Trong vũ trụ này, các đường song song có thể phân kỳ. Cả ba mô hình này (đóng, phẳng, mở) đều được xây dựng dựa trên giả định rằng năng lượng tối không tồn tại hoặc không đáng kể. Tuy nhiên, các quan sát gần đây đã thay đổi hoàn toàn bức tranh, cho thấy một kịch bản phức tạp hơn đang diễn ra.

IV. Bí ẩn Vật chất tối và Năng lượng tối trong Mô hình vũ trụ

Các mô hình Friedmann cổ điển, mặc dù thành công trong việc mô tả một vũ trụ đang giãn nở, nhưng lại gặp phải thách thức lớn khi đối chiếu với các quan sát chính xác vào cuối thế kỷ 20. Dữ liệu từ các siêu tân tinh loại Ia, bức xạ nền vi sóng vũ trụ và cấu trúc quy mô lớn của các thiên hà đã tiết lộ hai thành phần bí ẩn chiếm tới 95% tổng năng lượng của vũ trụ: vật chất tốinăng lượng tối. Vật chất tối là một loại vật chất không tương tác với ánh sáng nhưng lại có lực hấp dẫn, đóng vai trò then chốt trong việc hình thành các thiên hà và cụm thiên hà. Năng lượng tối là một dạng năng lượng kỳ lạ, thấm đẫm không gian và gây ra một áp suất âm, làm cho sự giãn nở của vũ trụ tăng tốc. Sự tồn tại của hai thành phần này đòi hỏi phải hiệu chỉnh lại các mô hình vũ trụ. Mô hình thành công nhất hiện nay, kết hợp các yếu tố này, được gọi là mô hình Lambda-CDM, trong đó 'Lambda' đại diện cho năng lượng tối (thông qua hằng số vũ trụ) và 'CDM' là viết tắt của Cold Dark Matter (Vật chất Tối Lạnh).

4.1. Vật chất tối Yếu tố quyết định độ cong không gian

Vật chất tối chiếm khoảng 27% mật độ năng lượng của vũ trụ. Mặc dù không thể quan sát trực tiếp, sự tồn tại của nó được suy ra từ các hiệu ứng hấp dẫn lên chuyển động của các ngôi sao trong thiên hà và các thiên hà trong cụm. Trong khuôn khổ phương trình Friedmann, vật chất tối đóng góp vào tổng mật độ năng lượng (ρ), làm tăng lực hấp dẫn và có xu hướng làm chậm sự giãn nở. Việc xác định chính xác lượng vật chất tối là cực kỳ quan trọng để xác định độ cong không giansố phận của vũ trụ. Nếu chỉ tính đến vật chất thông thường và vật chất tối, mật độ tổng cộng vẫn thấp hơn mật độ tới hạn, điều này sẽ gợi ý một vũ trụ mở. Tuy nhiên, việc đưa năng lượng tối vào phương trình đã thay đổi hoàn toàn kết luận này.

4.2. Năng lượng tối và sự giãn nở gia tốc của vũ trụ

Năng lượng tối là thành phần thống trị trong vũ trụ hiện tại, chiếm khoảng 68% tổng mật độ năng lượng. Đặc tính nổi bật nhất của nó là tạo ra một áp suất vũ trụ âm. Theo phương trình gia tốc Friedmann, áp suất âm này tạo ra một lực đẩy phản hấp dẫn, khiến sự giãn nở của vũ trụ không chậm lại mà ngày càng nhanh hơn. Sự hiện diện của năng lượng tối, thường được mô hình hóa bởi hằng số vũ trụ (Lambda) của Einstein, giải thích tại sao vũ trụ gần như phẳng nhưng vẫn giãn nở gia tốc. Kịch bản cuối cùng cho một vũ trụ bị chi phối bởi năng lượng tối là 'Cái Chết Lạnh' (Big Freeze), nơi vũ trụ sẽ tiếp tục giãn nở mãi mãi, ngày càng lạnh hơn và trống rỗng hơn, cho đến khi tất cả các cấu trúc cuối cùng tan rã.

4.3. Mô hình Lambda CDM Mô hình vũ trụ học chuẩn hiện nay

Mô hình Lambda-CDM là mô hình chuẩn của vũ trụ học, kết hợp thành công các tiên đề của phương trình Friedmann với sự tồn tại của năng lượng tối (Lambda) và vật chất tối lạnh (Cold Dark Matter). Mô hình này giả định một vũ trụ bắt nguồn từ Vụ Nổ Lớn, trải qua một giai đoạn lạm phát ngắn, và sau đó tiến hóa dưới sự chi phối của bức xạ, vật chất (cả tối và thường), và cuối cùng là năng lượng tối. Lambda-CDM giải thích một cách ấn tượng rất nhiều dữ liệu quan sát, từ các thăng giáng nhỏ trong bức xạ nền vi sóng vũ trụ cho đến sự phân bố của các thiên hà trên quy mô lớn. Nó dự đoán một vũ trụ có hình học phẳng (k=0) và sẽ giãn nở gia tốc mãi mãi, một bức tranh vừa chi tiết vừa đầy thách thức cho sự hiểu biết của chúng ta về các quy luật cơ bản của tự nhiên.

V. Tổng kết ý nghĩa Phương trình Friedmann cho vũ trụ học

Phương trình Friedmann không chỉ là một công cụ toán học; chúng đại diện cho một cuộc cách mạng trong tư duy con người về vũ trụ. Từ một vũ trụ tĩnh, vĩnh cửu của Newton và Einstein thời kỳ đầu, chúng ta đã chuyển sang một vũ trụ động, có lịch sử, có khởi đầu và một tương lai có thể dự đoán được. Các phương trình này là cầu nối vững chắc giữa thuyết tương đối rộng và các quan sát thiên văn, cho phép các nhà vũ trụ học kiểm tra các lý thuyết cơ bản nhất bằng cách nhìn ra xa trong không gian và ngược dòng thời gian. Chúng cung cấp một khuôn khổ để ước tính tuổi của vũ trụ, hiểu được quá trình hình thành các cấu trúc đầu tiên, và tiên đoán số phận của vũ trụ. Mặc dù mô hình Lambda-CDM dựa trên phương trình Friedmann rất thành công, nhiều câu hỏi lớn vẫn còn bỏ ngỏ. Bản chất thực sự của vật chất tốinăng lượng tối là gì? Điều gì đã xảy ra ngay tại thời điểm Vụ Nổ Lớn? Liệu thuyết tương đối rộng có cần được sửa đổi ở quy mô vũ trụ? Những câu hỏi này thúc đẩy các thế hệ nhà khoa học tiếp theo tiếp tục khám phá và hoàn thiện bức tranh vĩ đại về vũ trụ của chúng ta.

5.1. Tầm quan trọng trong việc xác định tuổi và số phận vũ trụ

Một trong những ứng dụng trực tiếp và quan trọng nhất của phương trình Friedmann là khả năng xác định tuổi của vũ trụ. Bằng cách đo lường hằng số Hubble hiện tại (tốc độ giãn nở) và mật độ của các thành phần năng lượng khác nhau, các nhà khoa học có thể "chạy ngược" phương trình để tính toán thời điểm mà hệ số tỷ lệ 'a' bằng không—chính là thời điểm Vụ Nổ Lớn. Các tính toán hiện đại dựa trên mô hình Lambda-CDM cho ra tuổi vũ trụ khoảng 13.8 tỷ năm. Hơn nữa, bằng cách ngoại suy các phương trình về tương lai, chúng ta có thể dự đoán số phận của vũ trụ. Như đã thảo luận, sự thống trị của năng lượng tối trong mô hình hiện tại chỉ ra một tương lai giãn nở gia tốc vĩnh viễn, dẫn đến một vũ trụ lạnh lẽo và cô đơn. Do đó, phương trình Friedmann là công cụ không thể thiếu để định vị chúng ta trong dòng chảy thời gian của vũ trụ.

5.2. Hướng nghiên cứu tương lai và những câu hỏi còn bỏ ngỏ

Mặc dù phương trình Friedmann và mô hình Lambda-CDM đã đạt được những thành công vang dội, chúng cũng vạch ra giới hạn của kiến thức hiện tại. Những thách thức lớn nhất cho vũ trụ học trong tương lai bao gồm: việc xác định bản chất vật lý của vật chất tốinăng lượng tối. Các thí nghiệm dưới lòng đất và tại các máy gia tốc hạt đang nỗ lực tìm kiếm các hạt vật chất tối, trong khi các kính thiên văn không gian thế hệ mới như Euclid và Nancy Grace Roman sẽ lập bản đồ vũ trụ với độ chính xác chưa từng có để nghiên cứu năng lượng tối. Ngoài ra, còn có những sự không nhất quán, chẳng hạn như "căng thẳng Hubble"—sự khác biệt giữa giá trị của hằng số Hubble được đo từ vũ trụ sơ khai và vũ trụ gần. Những câu đố này có thể gợi ý rằng mô hình chuẩn cần được mở rộng hoặc thậm chí thay thế, mở ra những con đường mới đầy hứa hẹn để tìm hiểu sâu hơn về vũ trụ.

11/09/2025

Trích đoạn nội dung tài liệu

Chương 1) Phép tinh tenxử. Chương 2; Phương trình Einstein, - Chương 3: Vũ trụ học tương đổi tính. Khi bắt tay thực hiện dé tài này, em gặp nhiều khó khăn vì phép tính tenxơ còn mới lạ đổi với sinh viên và tài liệu bằng tiếng Anh. Mặc di đã được nhà trường trang bị khá tốt vẻ ngoại ngữ nhưng em cũng gap nhiều khó khan khi đọc tài liệu chuyên ngành bằng tiếng Anh.

Với sự nỗ lực của bản thân em. sự hướng dan nhiệt tình của thấy hướng dẫn cộng với kiến thức đã được học trong chuyên đẻ thuyết tương đối rong, em đã cố gắng hoàn thành tất cả những yêu cấu mà thay hướng dẫn đặt ra. Em xin tỏ lòng biết ơn đến Thấy Lẻ Nam_ giảng viên khoa Vật Lý đã nhiệt tình giúp đữ em hoàn thành luận văn này. Xin chân thành cảm ơn Quý Thay có khoa Vật Lý trường Dai Học Su Phạm.

Cảm ơn Ba mẹ, anh chi.ban hè những vị ân nhân đã yêu thương. piúp đỡ em có thể hoàn thành tốt luận van của mình. Với tất cá sự cổ pắng của mình em mong bài luận văn này sẻ là một món quả kính Lang Quy Thấy có, Ba me, bạn bè với tấm lòng ghi ơn xâu xa. Ngày 10 tháng 5 nam 2002 Sinh viên thực hiện Nguyễn thị Hằng CHƯƠNG |: PHÉP TÍNH TENXG §1.

QUY TẮC CHỈ SỐ Người ta hay dùng các chữ sau để ký hiệu chỉ số: ¡,j. Trong biểu thức nếu chỉ số chỉ lặp lại có 1 lan thì chỉ số gọi là chỉ số tự do. - free Index `(PP, Se Ta thấy b và e là chỉ số tự do vì nó chỉ lặp lại một lần chỉ số œ được lặp lại hai lan, Điều này có nghĩa ta phải lấy tổng theo chỉ số đó. Ví dụ: VX ES sà/2y xạ nhCụ? qaẾ So qWy vu vớ a =0,1,2,3 ichi số lấy tổng gọi là chỉ số câm - dummy index.

MA TRAN CHUYỂN TOA ĐỘ Xét không gian n chiều. Ta có hai hệ tọa độ cũ và mới được ký hiệu như sau: Hétoadocd : xÌ,xỶ,.x” Hệ tọa độmới : x! Xu." Ta có phương trình liên hệ giữa tọa độ mới và cũ: eae: SS f(t!,x?." )= #“(x) (hy Như đã biết trong phan giải tích định thức Jacobi sẽ hằng không nếu vắc tow đồ mới phụ thuộc tuyến tính với nhau. Nếu các X” độc lập tuyến tính với nhau thì Jacobi sẽ khác zero. trang | Ox' dx? sax" x ox? Ox’ ae eyfe "| ox" ) (2)rm ox' ox? phatox" Định thức của ma trận chuyển tọa độ gọi là Jacobi và ký hiệu là: “| J=|— #0 avàb= l2,.n (3) Ox" | Hoàn toàn tương tự ta có phép biến đổi ngược từ mới về cũ: a ax" Ki >x”: x “=x{g) J=| #0 (4) ð | Ta nhận thấy khi nhân hai ma trận trên với nhau sẽ cho ma trận đơn vị ax" ax’ § eg ee ‹—— =|phántửÏ'‹ = ồ“.

=6 -{5 a ac | đ #€C am x 6} Ký hiệu Kronecker §3. TENXƠ PHẢN BIẾN VÀ TENXƠ HIỆP BIẾN 1.Để đơn giản ta xét không gian hai chiểu phẳng với tọa độ xÌ,x” và hai Nếu hai trục tọa độ của ta không vuông góc nhau ta có hai cách mô tả vectd A 1. Chiếu vuông góc véctơ A lên hai trục ta được A, = Acos®8, = Ad, A, = Acos®, = AZ, trang 2 Chiểu véctd A song song theo từng trục ta được A',A khi đó: A=A'é, + Ae, Như vậy néu biết Ay, A, và A! A? ta déu xác định được véctớ A A,. Ay gọi là thành phan hiệp biến của véets A A'.A gọi là thành phan phan biến của véctd A Ta viết A=(A', A?) hoặc Ä=(A,.4;) Vẻ thuật ngữ khi ta nói véctơ hiệp biến Á nào đó có nghĩa ta chỉ chú ý tới thành phan hiệp biến của nó.

Tương tự cho véctd phản biến. Nói chung A” # A, Tuy nhiên trong không gian phẳng với hé trục toa để vuông góc nhau thì thành phan hiệp biến và phản biến bằng nhau.-Không gian Euclide với hé tọa độ Descartes, 2.Xét không gian n chiều. Điểm P có các tọa độ là X” Còn Q có toa độ là x” + dx" P Q Trong hệ tọa độ cũ x`,X”,.,x” vectơ trên sẽ có thành phan là dix! div’ ,,.dx” Trong hệ tọa do mới X”,XỶ,.,X” các thành phẩn tương ứng của véctơ trên sé là dx” — Ẹ. ex" Do #“ =f (x! x?" )e ¥“(x) nên để“= ——.dx” (1) Ox Bây giờ ta định nghĩa: Véctd phản biến hay tenxơ phản biến hạng | là tập hợp những dai lương X“ trong hệ toa độ x", xŸ,.,x” tại điểm P mà tuân theo quy luật.

yeu ex" A" =—, x b (2) ax Vị dụ Cho đường cong x” =x"(u) trong không - thời gian bốn chiều.3 dx? Vecus: X" = ,r là véctơ tiếp tuyến với đường cong tại điểm P u p ung ix" dx! dy? de Vécus X có bốn thành phan a = Se tạo nén tenxd phan dụ ` du’ dụ ` du biến hạng | trang 3 Ta viết AM g Se _{dx® pal ax dx! dx? x dx® x =(x®, x. x?, X*)= Xx" dụ du dụ "du Chú ý: khi ta nói véctơ phản biến hang | ta thường ký hiệu X“ mà không cần dấu vecls Ở trén, Từ đây ta tổng quát hóa: Teaxởơ phản biến hạng 2 là tập hợp các đại lượng X“" wong hệ tou đô - x Mà tuân theo quy luật biến đổi sau khi chuyển hệ tọa độ từ x” —> X°: a h X“= eS —.x" @) _Ôy ax Các đại lượng X “là thành phan của tenxơ hạng 2 trên nhưng tính trong hệ tọa độ - X” Hoàn toàn tương tự ta có định nghĩa tenxơ hiệp biển hạng | (véctở hiệp biến! 4-‹ x, = (4) ax’ Tương tự ta có định nghĩa tenxơ hiệp biến hang hai: 5 ax* ax” Xu = — =X (5) ox" ax? Ta cũng có định nghĩa tenxơ hỗn hợp hạng 3 a Ox" Ôx” Ox! X“*=————— “4 (6) Cx" Ox ORS Ta thường ký hiệu tenxơ hang p phản biến, hạng q hiệp biến ”) q Tenxơ hạng không là vô hướng và ta thường ký hiệu bằng chữ ® 3. Tại sao tenxơ lại được các nhà vật lý chú ý ? Xét hai tenxơ X“® và Y““ương hệ tọa độ nào đó (với các nhà vật ly thì đó là hệ quy chiếu) thỏa mãn tính chất: x*»h.= —Y" ax” x" 8x“ Gx? Theo định nghĩa (3) tà có : XO af (Ñ) Biểu thức (8) chính là phương trình (7) được xét trong hệ tọa độ mới (hệ quy chiếu mới) Từ đây ta phát biểu: Nếu phương trình tenxơ hay đẳng thức tenxơ đúng trong hệ tọa độ nào thì cũng đúng trong hệ tọa độ bất kỳ khác. Nói cách khác phương trình tenxơ không phụ thuộc vào hệ quy chiếu quán tinh hay không quán tính.

Như vậy tenxơ là công cụ toán học rất phù hợp để xây dung thuyết tương đối rộng(thuyết tương đối tổng quát). ĐẠI SỐ TENXƠ 1. Phép cộng được thực hiện với các tenxơ cùng loại với các chỉ số giống nhau: Yu. Phép nhân tenxơ - phép nhân ngoài - outer product Tenxơ loại h nhân với tcnxơ oil h sẽ cho ta tenxơ loại lh ae | % q: +4) YhLeg = Xu Tenxở hạng hai nhân với tenxơ hang 2 cho ta tenxơ hạng 4 .Néu ta có vect A Và vécts A thì nhân tenxơ giữa hai vectơ trên được ký hiệu như sau: A@B=A"B" ˆ Nếu cả hai đều là vectd phản biến 3.

Phép nhân trong - inner preduct. Y/Z„ =X, cho ta tenxơ hang 2 Hoặc ta có: T°®U,„ =V, cho ta tenxơ hạng | Nhận xét: Hai tenxd nhân với nhau, nếu tất cả các chỉ số khác nhau thì ta có phép nhân ngoài còn nếu ta có các cập chỉ số giống nhau thì ta có phép nhân trong 4. Phép rút gọn tenxơ - contraction. Cho tenxd Ry, khi ta cho chỉ số a=c thì Rj.) thì là tenxơ hiệp biến hạng 2.

Vì vậy ta ký hiệu: R ưu = Reg Hoặc ta có: OR. Tenxơ là đối xứng với hai chỉ số trên hoặc dưới nếu ta hoán vị các chỉ số đó cho nhau mà tenxơ không đổi: Xp =Xw Nếu không gian của ta là n chiều thì ta có thể biểu diễn tenxơ trên đưới dạng ma trận n hàng n cột. Do các phần tử của ma trận là tenxơ đối xứng nên ta có n{n + I ) thành phần độc lập. Tenxơ là phản đối xứngnếu X „ = -ÄX„, Từđây ta suy ra Xia =-X„ © ÄX „=0 => Nghĩa là các thành phần nằm trên đường chéo chính bằng zero.

Như vậy tenxơ n(n — 1) phản đối xứng có thành phắn độc lập. * Trong không gian bốn chiều : Tenxs X„ có 4'=l6 thành phẩn. Tenxs X“¿ có 4’ =64 thành phan Tenxs X”¿„ có 4° =256 thành phan trang Š §5. Xét không gian n chiéu.

Ta chọn hệ toa độ chuẩn ÄÌ,XŸ,.#” sao cho độ dai vô cùng bé nối hai điểm lận cận nhau có dạng: ds? = dx" dx" a) Vi du: ta có biểu thức quen thuộc ds* =dx? + dy? +d2 trong tọa độ Descartes trong không gian 3 chiếu, Bây giờ ta Nó" ay) sang hệ toa độ mới xx? ds? = de" dt " sO aE a cr TY” — = ~ Ax ax! 5 Ox" 8" 5 N Nếu tu đặt ———. > = Byy (2) thì ds* = g dx" dx (3) Cx” Cx „,„ gọi là tenxơ metric hiệp biến. g ” tenxơ metric phản biến được xác định từ biểu thức Luk =ð » (4) = Tu lập ma trận gồm các Ø„„. Tìm ma trận nghịch đảo của ( g„„ ).

Ma trận nghịch đảo chính là ma trận ( @“®) 2. Ta có cách định nghĩa thứ hai: dĩ =dx"é, =dv”ẽ, : &,: vectdcdsở ds? = di.dx“dx" Ta viết tích vô hướng của hai vectơ nhờ tenxơ metric: A. Ta định nghĩa không gian Riemann : Không gian với hệ tọa độ (x )es ds* = g ,dx“dx" gọi là không gian Riemann. Ví dụ: bể mat của qui đất là không gian Riemann 2 chiều nằm trong không gian ba chiều thông thường Độ.Ta có khoảng cách giữa hai điểm bất kỳ trên mặt cầu ds và được tính theo công thức; ds? = r?402 +r? sin? Od? = gạ„y40? + gu;dè? 2 = 7? §ou = 822 = cin? : B8 = =Ũ : By =8 =P sim 9 trang 6 §6.

ĐẠO HAM LIE 1_ Cho đại lượng vô hướng ®_ Rõ ràng vô hướng © không thay đổi khi chuyển hệ toa độ Nếu tại mỗi điểm của không gian Riemann ứng với một giá trị của) thi tá được mội trường vô hướng hay trường tenxơ hạng không. được xác định tại mỗi điểm trong vùng nào đó thuộc không gian Riemann thì kết quả ta có trường tenxơ hạng tương ứng. Cho hai trường vectơ bất kỳ X và Y, giao hoán tử Lie của hai veetd trên tác dụng lên hàm /ˆ được định nghĩa: rx)/ = X(Yƒ)- Y(X/) [x.

Nội dung được bảo vệ bản quyền — Tải xuống đầy đủ