V této úvodní kapitole se pokusíme nastínit některé metodologické aspekty stavby fyziky a jejího začlenění do kontextu ostatní přírodovědy a vědeckého poznání vůbec. Tyto metodologické poznámky mohou být zajímavé např. pro studenty a zájemce nefyzikálních profesí, kteří si chtějí udělat ucelený obraz o fyzikálních aspektech zkoumání přírody.
108)
Tik gik ,
kde tlak, hustota vlastní celkové hmotnosti~energie čtyřvektor rychlosti.dr2 r2(dϑ2 sin2ϑ dϕ2) .: Černé díry
Hydrostatická rovnováha hvězdy
Podle poznatků současné astrofyziky tedy hvězda obrovským termonukleárním reaktorem drženým
pohromadě vlastní gravitací; gravitace rovněž udržuje rovnovážný chod reakce. naopak
lze říci, gravitace jakoby "držela pokličku" výše ležících vrstev chladnějšího plynu) "vysokotlakém
hrnci" jímž středové jádro.
Po větší část svého života hvězda tvořena plynnou koulí, která mechanické (hydrodynamické) a
tepelné rovnováze.cz/Gravitace4-1.2)
obsaženou uvnitř myšlené sféry poloměru r. Předpoklad
statičnosti (kapalina klidu) sférické symetrie vede tomu, jsou funkcemi pouze radiální
souřadnice ur= uϕ= uθ= ut= -l/√gtt -√A(r) splněn Pascalův zákon T1
1 T2
2 T3
3 T0
0 =
ρc2.10.htm 16) [15.
*) Gravitační energie uvolňovaná při kontrakci zdrojem energie hvězd jen během poměrně krátkých období, kterými
jsou stádium protohvězdy pak zase konečné fáze evoluce doprovázené gravitačním kolapsem. normálních (relativně
stabilních) fázích života hvězdy gravitační působení snažící smršťovat hvězdu vyváženo tlakem
způsobeným ohřevem zářením při termonukleárních reakcích probíhajících nitru hvězdy *). Předpokládáme-li kulový tvar hvězdy, pak Newtonovské aproximaci
rovnice rovnováhy zní
dp m(r) (4. Hydrodynamická rovnováha značí vyrovnání gravitační síly tlakové síly působící na
každý element hmoty hvězdy.
Při relativistickém rozboru kulové statické hvězdy třeba aplikovat Einsteinovy rovnice pro sféricky
symetrickou metriku
ds2 A(r).dt2 B(r).1)
tj. každém místě síla tlaku působící jednotku objemu musí být rovna síle, jakou něm obsažená
hmota přitahována hmotností
m(r) 0ňr
ρ (4.dp/dr. zákona zachování Tik
;k plyne rovnice hydrostatické rovnováhy (dA/dr)/A -[2/(p+ρ)].2008 12:14:25]
.
Einsteinovy rovnice pro složky tenzoru křivosti pak mají tvar
http://astronuklfyzika.
ägtt(r)ă ägrr(r)ă
Za předpokladu, hvězda tvořena ideální kapalinou (nebo plynem), bude pravé straně Einsteinových
rovnic vystupovat tenzor energie-hybnosti tvaru (1.Ullmann V
