Relativitätstheorie - Fakultät für Physik und Astronomie - Universität ...
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6.2 Feldgleichungen 133<br />
Damit lauten die Feldgleichungen in voller Form:<br />
bzw. mit dem Einsteintensor<br />
Rµν − 1<br />
2 Rgµν + Λgµν = 8πG<br />
c 4 Tµν (6.11)<br />
Eµν + Λgµν = 8πG<br />
c 4 Tµν . (6.12)<br />
Bemerkung: Waraum ist die Kopplungskonstante γ proportional zu G −1 <strong>und</strong> nicht zu G? Um das<br />
zu verstehen, kann man sich vorstellen, dass der Wirkungsbeitrag der Materie durch einen Wirkungsbeitrag<br />
des Gravitationsfeld ‘kompensiert’ <strong>und</strong> damit die Gesamtwirkung minimal gehalten wird. Je<br />
kleiner γ ist, um so größer muss das kompensierende Gravitationsfeld sein. Da das Gravitationsfeld<br />
aber ohne Kopplungskonstante direkt in die kovarianten Ableitungen der Bewegungsgleichungen <strong>für</strong><br />
die Teilchen eingreift, werden deshalb <strong>für</strong> kleine γ die Teilchenbahnen stärker durch Gravitationseffekte<br />
gekrümmt werden.<br />
Wenn man beide Seiten der obigen Feldgleichungen mit g µν kontrahiert, erhält man eine skalare<br />
Beziehung<br />
−R + 4Λ = 8πG<br />
T , (6.13)<br />
c4 wobei R = R µ µ der Krümmungsskalar <strong>und</strong> T = T µ µ die Spur über den Energie-Impuls-Tensor<br />
ist. Diese Beziehung kann dazu benutzt werden, um den zweiten Term in den Feldgleichungen<br />
auf die andere Seite zu bringen. Wir gelangen so zu der alternativen Form der Feldgleichungen<br />
Rµν = Λgµν + 8πG<br />
c4 �<br />
Tµν − 1<br />
T gµν<br />
2<br />
�<br />
. (6.14)<br />
Die Einsteinschen Feldgleichungen ermöglichen uns, im Prinzip bei gegebener Energie-Impuls-<br />
Verteilung der Materie den Ricci-Tensor auszurechnen. Damit kennt man aber noch nicht den<br />
Riemannschen Krümmungstensor, <strong>und</strong> es stellt sich die Frage, ob dieser Tensor vierter Stufe<br />
mehr Information enthält als der zweistufige Ricci-Tensor, <strong>und</strong> wenn ja, welche. Einen physikalischen<br />
Wink geben uns die Gleichungen bereits selbst: Im Vakuum bei verschwindender<br />
kosmologischer Konstante ist nämlich Rµν = 0. Das bedeutet jedoch nicht, dass die Raumzeit<br />
flach ist, dass also R µ<br />
ναβ = 0 ist. Wie wir sehen werden, lässt die verbleibende Freiheit Gravitationswellen<br />
zu.<br />
6.2.4 Form des Energie-Impuls-Tensors<br />
Für einen gegebenen Lagrangian LM der Materie führt die Variation des Wirkungsintegrals<br />
SM = � d 4 x √ −gLM durch Anwendung von Standardmethoden auf<br />
δSM =<br />
�<br />
d 4 x<br />
womit der Energie-Impuls-Tensor durch<br />
�<br />
∂( √ −gLM)<br />
∂g µν<br />
� √<br />
∂( −gLM)<br />
−<br />
∂g µν<br />
�<br />
�<br />
δg<br />
,λ<br />
,λ<br />
µν<br />
Tµν = − 2<br />
�<br />
∂(<br />
√<br />
−g<br />
√ −gLM)<br />
∂g µν<br />
� √<br />
∂( −gLM)<br />
−<br />
∂g µν<br />
�<br />
�<br />
,λ<br />
,λ<br />
Haye Hinrichsen — Allgemeine <strong>Relativitätstheorie</strong><br />
(6.15)<br />
(6.16)