b'\n_START_ARTICLE_\nGravitatsioon\n_START_SECTION_\nTeadusrevolutsioon\n_START_PARAGRAPH_\nT\xc3\xa4nap\xc3\xa4evane t\xc3\xb6\xc3\xb6 gravitatsiooniteooriaga algas Galileo Galilei t\xc3\xb6\xc3\xb6ga 16. sajandi l\xc3\xb5pus ja 17. sajandi alguses. Tema kuulsas katses, kus ta kukutas katsekehi Pisa tornist alla ning hiljem m\xc3\xb5\xc3\xb5tes pallide kaldpinnast allaveeremist, n\xc3\xa4itas Galileo, et raskuskiirendus on \xc3\xbchesugune k\xc3\xb5ikidele objektidele. See oli suur samm edasi Aristotelese uskumusest, et raskemad esemed omavad suuremat raskuskiirendust. Galilei p\xc3\xbcstitas postulaadi ka selle kohta, miks v\xc3\xa4ga kerged esemed kukuvad atmosf\xc3\xa4\xc3\xa4ris v\xc3\xa4iksema kiirusega, p\xc3\xb5hjendades seda \xc3\xb5hutakistusega. Galileo t\xc3\xb6\xc3\xb6 oli vundamendiks Newtoni gravitatsiooniteooriale.\n_START_SECTION_\nNewtoni gravitatsiooniteooria\n_START_PARAGRAPH_\n1687. aastal avaldas Inglise matemaatik Isaac Newton oma raamatu "Principia", kus ta p\xc3\xbcstitas h\xc3\xbcpoteesi ruutp\xc3\xb6\xc3\xb6rdv\xc3\xb5rdelise seose universaalse gravitatsiooniseaduse jaoks:_NEWLINE_,_NEWLINE_kus F \xe2\x80\x93 j\xc3\xb5ud, m\xe2\x82\x81 ja m\xe2\x82\x82 \xe2\x80\x93 interakteeruvate kehade massid, r \xe2\x80\x93 vahemaa nende kehade massikeskmete vahel, G \xe2\x80\x93 universaalne gravitatsioonikonstant._NEWLINE_G numbriline v\xc3\xa4\xc3\xa4rtus s\xc3\xb5ltub \xc3\xbchikute s\xc3\xbcsteemist, mida kasutatakse. SI s\xc3\xbcsteemis on see 6.67408(31) \xc2\xb710\xe2\x81\xbb\xc2\xb9\xc2\xb9 N\xc2\xb7m\xc2\xb2/kg\xc2\xb2. Gravitatsioonilised j\xc3\xb5ud alluvad superpositsiooniprintsiibile: summaarne j\xc3\xb5ud on kehade tekitatud gravitatsioonij\xc3\xb5udude vektorite summa. Esimesena m\xc3\xa4\xc3\xa4ras universaalse gravitatsioonikonstandi eksperimentaalselt Henry Cavendish 1798. aastal, kasutades selleks p\xc3\xb6\xc3\xb6rdkaalu._NEWLINE_Gravitatsioon m\xc3\xb5jub alati kahe keha vahel sirgjooneliselt ning kehadele m\xc3\xb5juvad j\xc3\xb5ud on vastavalt Newtoni III seadusele absoluutv\xc3\xa4\xc3\xa4rtuselt v\xc3\xb5rdsed ja vastassuunalised. See t\xc3\xa4hendab, et kui mingi keha kukub Maa poole, siis sellele m\xc3\xb5juv j\xc3\xb5ud on absoluutv\xc3\xa4\xc3\xa4rtuselt sama suur ning vastassuunaline j\xc3\xb5uga, mis Maale m\xc3\xb5jub. Seega ka Maa kukub selle keha poole, kuid me ei pane seda t\xc3\xa4hele, sest Maa mass on kordades suurem kehade massidest, mida saame eksperimendi k\xc3\xa4igus kukutada. Eksperimendis, kus n\xc3\xa4iteks inimene kukub maapinna poole, on Maa kiirendus ligikaudu 10\xc2\xb2\xc2\xb3 korda v\xc3\xa4iksem kui inimesele m\xc3\xb5juv kiirendus._NEWLINE_Newtoni teooria v\xc3\xb5iduk\xc3\xa4iguks oli Neptuuni olemasolu ennustamine Uraani liikumise p\xc3\xb5hjal, mida ei saanud p\xc3\xb5hjustada teiste kehade olemasoluga. John Couch Adamsi ja Urbain Le Verrier\' arvutused ennustasid planeedi asukohta ning Le Verrier\' arvutused olid need, mis v\xc3\xb5imaldasid Johann Gottfried Gallel avastada planeedi Neptuun. Merkuuri orbiit see-eest ei \xc3\xbchtinud t\xc3\xa4ielikult Newtoni teoorias ennustatuga ning viitas Newtoni teooria puuduj\xc3\xa4\xc3\xa4kidele. 19. sajandi l\xc3\xb5puks oli teada, et Merkuuri orbiidi periheelis esineb k\xc3\xb5rvalekaldeid, mida ei saanud Newtoni teooriaga p\xc3\xb5hjendada ning Merkuuri l\xc3\xa4hedusest ei leitud ka m\xc3\xb5nda teist keha, mis oleks v\xc3\xb5inud k\xc3\xb5rvalekaldeid p\xc3\xb5hjustada. 1915. aastal lahendas selle probleemi Albert Einstein \xc3\xbcldrelatiivsusteooriaga._NEWLINE_Kuigi Newtoni teooria on asendatud Einsteini \xc3\xbcldrelatiivsusteooriaga, siis enamiku t\xc3\xa4nap\xc3\xa4eva mitterelativistlike gravitatsiooniliste arvutuste jaoks kasutatakse Newtoni teooriat, sest sellega on lihtsam t\xc3\xb6\xc3\xb6tada ning see annab piisavalt t\xc3\xa4pseid vastuseid, k\xc3\xa4sitledes probleeme piisavalt v\xc3\xa4ikeste kehade, kiiruste ja energiatega.\n_START_SECTION_\nGravitatsioon ja astronoomia\n_START_PARAGRAPH_\nNewtoni gravitatsiooniseaduse rakendamine on v\xc3\xb5imaldanud omandada palju informatsiooni P\xc3\xa4ikeses\xc3\xbcsteemi planeetide, P\xc3\xa4ikese massi, kvasarite detailide kohta ning isegi tumeaine olemasolu on j\xc3\xa4reldatud kasutades Newtoni gravitatsiooniseadust. Kuigi inimkond pole reisinud k\xc3\xb5ikidele planeetidele ega P\xc3\xa4ikesele, on nende massid teada. Need massid on arvutatud, rakendades gravitatsiooniseadust m\xc3\xb5\xc3\xb5detava objekti orbiidi karakteristikutele. Kosmoses keha s\xc3\xa4ilitab oma orbiidi t\xc3\xa4nu gravitatsioonij\xc3\xb5ule, mis sellele m\xc3\xb5jub. Planeedid tiirlevad t\xc3\xa4htede \xc3\xbcmber, t\xc3\xa4hed galaktika keskme \xc3\xbcmber ning galaktikad tiirlevad massikeskme \xc3\xbcmber klastrites, klastrid omakorda tiirlevad superklastrites._NEWLINE_K\xc3\xb5ige varasem gravitatsiooni ilming (v\xc3\xb5imalik, et see oli kvantgravitatsiooni vormis, supergravitatsioon v\xc3\xb5i gravitatsiooniline singulaarsus) koos tavalise aja ja ruumiga kujunes v\xc3\xa4lja kuni 10\xe2\x81\xbb\xe2\x81\xb4\xc2\xb3 sekundit p\xc3\xa4rast universumi s\xc3\xbcndi.\n_START_SECTION_\nEkvivalentsuse printsiip\n_START_PARAGRAPH_\nEkvivalentsuse printsiip, v\xc3\xa4ljendab ideed, et k\xc3\xb5ik kehad kukuvad samamoodi ning gravitatsioonij\xc3\xb5ust tingitud kiirendus on eristamatu teatud olukorras teistsugusest kiirendusest v\xc3\xb5i aeglustusest. Seda ideed saab selgitada m\xc3\xb5ttelise eksperimendiga: vaatlejal, kes asub ilma akendeta ruumis, pole mitte mingil viisil v\xc3\xb5imalik kindlaks teha, kas ruum, kus ta asub, on vabalangemises v\xc3\xb5i kaaluta olekus.\n_START_SECTION_\n\xc3\x9cldrelatiivsusteooria\n_START_PARAGRAPH_\n\xc3\x9cldrelatiivsusteoorias on gravitatsiooni efekte p\xc3\xb5hjendatud aegruumi k\xc3\xb5verdumisega, mitte j\xc3\xb5u kaudu, mis kehade vahel m\xc3\xb5jub. \xc3\x9cldrelatiivsusteooria tuleneb ekvivalentsuse printsiibist, mille kohaselt inertne mass ja raske mass on samav\xc3\xa4\xc3\xa4rsed ning Einstein j\xc3\xa4reldas sellest, et inertsus ja gravitatsioon peavad olemuslikult olema tegelikult \xc3\xbcks ja sama asi._NEWLINE_Einstein pakkus v\xc3\xa4lja, et mateeria k\xc3\xb5verdab aegruumi ning vabalangemises objektid liiguvad m\xc3\xb6\xc3\xb6da lokaalselt sirgeid jooni k\xc3\xb5verdatud aegruumis. Neid jooni nimetatakse geodeetilisteks joonteks. Einsteini teooria v\xc3\xa4idab, et kui kehale rakendatakse j\xc3\xb5udu, siis selle j\xc3\xb5u m\xc3\xb5jul keha kaldub oma geodeetiliselt joonelt k\xc3\xb5rvale (selles osas \xc3\xbchtib Newtoni esimese seadusega). N\xc3\xa4itena v\xc3\xb5ib tuua olukorra, kui seisame p\xc3\xbcsti ning Maa rakendab meile \xc3\xbclespoole suunatud j\xc3\xb5udu. Sellega oleme me juba inertsiaalses tausts\xc3\xbcsteemis ning ei liigu m\xc3\xb6\xc3\xb6da geodeetilist joont. See seletab, miks liikumist m\xc3\xb6\xc3\xb6da geodeetilist joont aegruumis ei loeta inertsiaalseks.\n_START_SECTION_\nEinsteini v\xc3\xa4ljav\xc3\xb5rrandid\n_START_PARAGRAPH_\nEinstein j\xc3\xb5udis v\xc3\xa4lja \xc3\xbcldrelatiivsusteooria v\xc3\xa4ljav\xc3\xb5rranditeni, mis seovad mateeria olemasolu ja aegruumi k\xc3\xb5verust ning mis on tema j\xc3\xa4rgi ka nime saanud. Einsteini v\xc3\xa4ljav\xc3\xb5rrandid on komplekt 10 v\xc3\xb5rrandist, mis on samaaegselt kehtivad mittelineaarsed diferentsiaalv\xc3\xb5rrandid. V\xc3\xa4ljav\xc3\xb5rrandite lahendiks on aegruumi meetrilise tensori komponendid. Meetriline tensor kirjeldab aegruumi geomeetriat ning sellest saab arvutada aegruumi geodeetilisi jooni.\n_START_SECTION_\nGravitatsiooniline kiirgus\n_START_PARAGRAPH_\n\xc3\x9cldrealtiivsusteooria kohaselt gravitatsioonilist kiirgust genereeritakse olukordades, kus aegruumi k\xc3\xb5verus ostsilleerub, nagu juhtub kaksiks\xc3\xbcsteemide puhul. Gravitatsiooniline radiatsioon, mida emiteerib P\xc3\xa4ikeses\xc3\xbcsteem, on liiga v\xc3\xa4ike, et seda m\xc3\xb5\xc3\xb5ta. Sellegipoolest on gravitatsioonilist kiirgust kaudselt vaadeldud kui ajas toimuvat energiakadu pulsars\xc3\xbcsteemis nagu n\xc3\xa4iteks PSR B1913+16. Neutront\xc3\xa4htede kokkup\xc3\xb5rked ja mustade aukude tekked v\xc3\xb5ivad tekitada m\xc3\xb5\xc3\xb5detavat gravitatsioonilist kiirgust. Gravitatsioonilise kiirguse observatooriumid nagu Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory\xc2\xa0(LIGO) on loodud selleks, et seda probleem uurida. Esimest korda registreeris LIGO gravitatsioonilained 14. septembril 2015. Juba 2016. aasta veebruaris tegi LIGO\xc2\xa0teadurite meeskond avalikuks, et nad on detekteerinud gravitatsioonilained kahe musta augu kokkup\xc3\xb5rkest, mis asusid Maast 1,3 miljardi valgusaasta kaugusel. See vaatlus kinnitab Einsteini ennustusi, et s\xc3\xa4\xc3\xa4rased lained eksisteerivad, ning samuti kinnitab see binaarsete mustade aukude olemasolu. Gravitatsioonilained liiguvad sama kiiresti, kui elektromagnetlained vaakumis. Avastus avab ka ukse gravitatsiooni loomuse ja varajases universumis toimunud s\xc3\xbcndmuste, nagu seda oli Suur Pauk ja see, mis toimus p\xc3\xa4rast seda,\xc2\xa0praktilisele vaatlusele ja m\xc3\xb5istmisele.\n_START_SECTION_\nGravitatsioon ja kvantmehaanika\n_START_PARAGRAPH_\n\xc3\x9cldrelatiivsusteooria v\xc3\xa4ljat\xc3\xb6\xc3\xb6tamisele j\xc3\xa4rgnenud aastak\xc3\xbcmnenditel m\xc3\xb5isteti, et \xc3\xbcldrelatiivsusteooria on \xc3\xbchitamatu kvantmehaanikaga. On v\xc3\xb5imalik kirjeldada gravitatsiooni kvantv\xc3\xa4ljateooria raamides nagu teisi fundamentaalseid j\xc3\xb5ude nii et gravitatsioonij\xc3\xb5udu vahendavad virtuaalsed gravitonid niisamuti nagu elektromagnetilist vastastikm\xc3\xb5ju vahendavad virtuaalsed footonid. See esitab \xc3\xbcldrelatiivsusteooria klassikalisel piirjuhul. Sellegipoolest see l\xc3\xa4henemine ei toimi l\xc3\xbchikeste Plancki pikkuste vahemaade suurusj\xc3\xa4rgus, kus t\xc3\xa4iuslikumat kvantgravitatsiooni teooria (v\xc3\xb5i uus l\xc3\xa4henemine kvantmehaanikale) veel puudub.'