Оригинал статьи:
https://www.gregegan.net/DICHRONAUTS/01/WorldExtra.html
В этом разделе представлен ряд математических выкладок, дополняющих материалы предыдущего. Далее для обозначения пространственных координат мы будем использовать буквы x, y и u, где x и y представляю собой обычные, пространственноподобные направления, а направление u является времениподобным. Это означает, что метрика g, задающая скалярное произведение векторов, имеет вид:
а квадрат модуля произвольного вектора выражается формулой:
Гравитационное поле гиперболоидного мира
В нашей Вселенной гравитационный потенциал φ удовлетворяет уравнению Пуассона:
где ρ – плотность вещества, а G – гравитационная постоянная. Чтобы понять физический смысл этого уравнения, представим оператор Лапласа ∇2 в виде:
Поскольку градиент ∇φ есть не что иное, как гравитационное ускорение с обратным знаком, лапласиан ∇2φ пропорционален дивергенции ускорения. Таким образом, в случае силы тяготения уравнение Пуассона связывает плотность материи с дивергенцией «силовых линий» гравитационного поля – по сути оно утверждает, что концами силовых линий могут быть только материальные частицы, а плотность этих концов пропорциональна плотности самой материи.
Во вселенной «Дихронавтов» уравнение для гравитационного потенциала по сути остается тем же самым, однако знак времениподобной координаты меняется на минус в соответствии с формулой скалярного произведения:
Уравнения гравитационного потенциала
(“Дихронавты”) | |
(Наша Вселенная) |
Ниже приводится гравитационный потенциал, соответствующий бесконечному гиперболоидальному распределению материи. В двух областях пустого пространства, расположенного снаружи гиперболоидов, потенциал состоит из двух слагаемых, одно из которых обратно пропорционально расстоянию до центра, а второе является константой. Внутри гиперболоидов потенциал будет прямо пропорционален квадрату расстояния до центра (в несколько вольной трактовке, позволяющей ему принимать отрицательные значения в некоторых точках пространства).
Для сравнения мы также приводим потенциал сферического мира в нашей собственной Вселенной. В данном случае мы исходили из допущения, что на бесконечности потенциал стремится к нулю. В гиперболоидальном случае для получения более симметричного результата можно воспользоваться другим условием: считать, что потенциал равен нулю в центре мира. Все эти допущения, впрочем, являются совершенно произвольными; они лишь увеличивают гравитационный потенциал на некоторую константу и никоим образом не влияют на величину гравитационной силы, связанной с его градиентом.
Гравитационный потенциал гиперболоидного мира
Радиус гиперболоида R, плотность ρ
Вне красного гиперболоида:
Внутри:
Вне зеленого гиперболоида:
Гравитационный потенциал сферического мира
Радиус сферы R, плотность ρ
Вне сферы:
Внутри сферы:
На рисунке ниже изображен потенциал гиперболоидального мира при R=1, ρ=1, G=1. На графике представлен срез в плоскости x–u, однако при любом повороте среза относительно оси u вид потенциала останется тем же самым.
Чтобы найти гравитационное ускорение, нужно, как обычно, взять величину, противоположную градиенту потенциала, –∇φ, а затем преобразовать градиент в вектор, «подняв его индекс» при помощи соответствующей метрики. В евклидовом пространстве метрика задается единичной матрицей, поэтому компоненты вектора совпадают с компонентами градиента, однако во вселенной «Дихронавтов» с одним времениподобным измерением, на главной диагонали метрики стоят числа 1, 1, –1, поэтому времениподобная u-компонента вектора ускорения отличается от соответствующей компоненты градиента своим знаком.
Смена знака, которая является следствием этих формальных рассуждений, согласуется с интуитивным представлением о том, что относительно времениподобной оси, исходящей из центра мира, тела будут «катиться вверх» в сторону увеличения потенциала – в отличие от обычного поведения, при котором направление роста потенциала противоположно движению тела. В результате гравитационное ускорение в любой точке мира будет направлено точно к его центру.
Гравитационное ускорение гиперболоидного мира
Радиус гиперболоида R, плотность ρ
Вне красного гиперболоида:
Внутри:
Вне зеленого гиперболоида:
Гравитационное ускорение сферического мира
Радиус сферы R, плотность ρ
Вне сферы:
Внутри сферы:
Солнечные и геологические координаты
В геологических декартовых координатах (x, y, u) уравнение средизимней окружности (образованной точками поверхности, которые находятся непосредственно под орбитой солнца) с учетом вращения мира относительно орбитальной плоскости солнца имеет вид:
Здесь R – радиус мира, а геологические координаты выбраны таким образом, что ось вращения совпадает с осью y. Солнечная долгота θ задает угол по дуге средизимнего круга относительно узловой точки (0, R, 0). Параметр λ измеряет поворот мира относительно момента, когда плоскость солнечной орбиты совпадала с экваториальной плоскостью в геологических координатах: u = 0.
Используя M(θ), можно для любой заданной долготы получить единичный вектор, направленный по касательной к средизимнему кругу и задающий направление, который мы будем называть «солнечным востоком»:
Теперь в любой точке (x, y, u) однополостного гиперболоида, частично покрывающего поверхность мира, можно указать векторы, соответствующие направлениям «геологического востока» и «геологического севера»:
Формулу GeoEast с тем же успехом можно было бы применить и на поверхности Земли. Этот вектор, как легко видеть, имеет единичную длину, не содержит компонент по оси север-юг и образует прямой угол с вектором, проведенным из центра мира в точку (x, y, u). Вектор GeoNorth также имеет единичную длину (с точки зрения метрики «Дихронавтов», в которой u является времениподобной координатой) и ортогонален как вектору GeoEast, так и вектору (x, y, u).
Направление SolarEast можно выразить через геологические направления GeoEast и GeoNorth:
Теперь, чтобы оценить разницу между геологическими и солнечными координатами, мы можем взять обратный гиперболический синус от геосеверной компоненты вектора СолВосток:
Гиперболический поворот, характеризующийся таким μλ(θ), преобразует геологический восток в солнечный. При θ = 0, т. е. в случае, когда мы рассматриваем поворот с точки зрения узловой точки, выражение упрощается до μλ(θ) = –λ.
В пределе при λ → ∞ получаем:
На следующем рисунке изображен график , на котором серым цветом показаны кривые для различных значений λ, а красным – предельная кривая μ∞(θ). Существование предельной кривой указывает на то, что характеристика поворота не может принимать сколь угодно большие значения вблизи солнечной широты 90⁰, а значит, проблемы, вызванные значительным расхождением между солнечными и геологическими координатами, будут наблюдаться лишь вблизи узловых точек.