Der früheste Text, den ich finden konnte, der die GR-Energiebedingungen erklärt, ist „The large scale structure of space-time“ (1973) von Hawking und Ellis.
Allerdings sprechen Barcelo und Visser in ihrem Aufsatz „ Twilight for the energy conditions? “ vom Spurenenergiezustand, der in den 60er Jahren populär war und inzwischen aufgegeben wurde. Das ist offensichtlich vor 1973, also wer hat eigentlich die Energiebedingungen geschaffen?
Ich habe Matt Visser per E-Mail um Hilfe gebeten, seine Antwort ist unten mit seiner Erlaubnis wiedergegeben:
Von: Matt Visser
Gesendet: Samstag, 21. März 2015, 23:49 UhrIch glaube, der Name „Spurenenergiezustand“ wurde eigentlich von Carlos Barcelo und mir erfunden; aber die Bedingung (ohne den expliziten Namen) wurde ausgiebig verwendet --- zum Beispiel in der Neutronensterngemeinschaft .... siehe zum Beispiel , siehe auch . Eine Google-Suche nach "Zeldovich Trace Stress Energy" wird diese Referenzen aufgreifen und auf noch ältere Sachen verlinken ...
Folgt man den Links von Matt, stellt man fest, dass der „Spurenenergiezustand“ weiter als 1960 zurückreicht. In einer Arbeit von 1939 über massive Neutronenkerne erhielten Oppenheimer und Volkoff die Grenzmasse von Sonnenmassen für einen Neutronenstern, nur die Hälfte der entsprechenden Chandrasekhar-Grenze für weiße Zwerge. Sie verwendeten in ihren Berechnungen den Spannungsenergietensor eines freien Fermi-Gases aus Neutronen, merkten jedoch an, dass ihre Schlussfolgerungen „nicht merklich durch irgendeine Modifikation dieser Gleichungen bei supranuklearen Dichten beeinflusst würden, die in dem Sinne physikalisch vernünftig wäre, dass die Spur der Spannung -Energietensor wurde nicht negativ". Dies stützte sich auf ein unveröffentlichtes Ergebnis von von Neumann, das von Chandrasekhar in einem Artikel von 1935 erwähnt wurde.
Das freie Modell verwarf jedoch die Auswirkungen der nuklearen Wechselwirkung, und während von Neumanns Ergebnis eine vollkommen feine Asymptotik ergab, erwies es sich als übertrieben, es als Grenze zu behandeln. 1959 konstruierte Skyrme ein Modell der nuklearen Wechselwirkung, das jetzt seinen Namen trägt, und Cameron wendete es an, um ein Gas aus wechselwirkenden Neutronen zu modellieren. Das Skyrme-Modell war jedoch nicht relativistisch. Schließlich konstruierte Zeldovich 1961 ein wechselwirkendes Gasmodell, das mit der speziellen Relativitätstheorie kompatibel war, aber mit einem Spannungs-Energie-Tensor, dessen Spur nicht immer nicht negativ war. Entsprechend ging die Massengrenze nach oben , und schließlich zu Sonnenmassen, was viel besser mit modernen Beobachtungen übereinstimmt.
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