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.
nemůže existovat hvězda hydrostatické
rovnováze, pro niž bylo 2m(r)/r Důsledky obecné teorie relativity pro pozdní stádia evoluce
masívních hvězd budou rozebírány následujícím odstavci.
Dalšími manipulacemi Einsteinovými rovnicemi lze získat důležitou rovnici
(4.3) vidět, např. Zdánlivé (optické) dvojhvězdy
Blízkost zde jen zdánlivá, pouhým optickým klamem (označují někdy jako optické dvojhvězdy) vznikají
http://astronuklfyzika. Obecná teorie relativity tak
vede zjištění, uvnitř hvězdy působí větší gravitační síly vyšší tlaky než odpovídalo Newtonově
teorii. Příčina pozorovaného těsného sousedství hvězd může být dvojí:
1.2008 12:14:25]
.Ullmann V.
Srovnáme-li relativistický klasický model hvězdy, vidět, gradient tlaku relativistickém modelu
větší než Newtonovském. Směrem hloubky tlak roste rychleji než odpovídalo Newtonově teorii:
čím vyšší tlak, tím větší relativistický příspěvek čitateli rovnice (4.2). Ukazuje se, dostatečně hmotné husté hvězdy, pro něž Newtonovská teorie vždy předpovídá
stabilní konfigurace hydrostatické rovnováze, mohou skutečnosti podlehnout úplnému gravitačnímu
kolapsu; již první pohled vztahu (4.3) opravdu přejde (4.1);
v Newtonovské limitě vztah (4. vnitřním Schwarzschildovým řešením, v
okolním prostoru vně hvězdy něj plynule navazuje standardní Schwarzschildova geometrie (3. [285],[56],[227], češtině [261]. skupinky několika
blízkých hvězd.
Je zcela mimo rámec této knihy zabývat teorií hvězdných struktur; můžeme pouze odkázat příslušnou
přehledovou literaturu, např.13)
analyzovaná §3.
Dvojhvězdy vícenásobné systémy
Při pohledu noční oblohu, již pouhým okem nebo dalekohledem, kromě velkého množství jednotlivých
"osamocených" hvězd, pozorujeme řadu dvojic hvězd hvězd ležících velmi blízko sebe, popř.1).10.3). Pro vztah mezi hmotností poloměrem (radiální souřadnicí platí
dm .3) obecně relativistickým zobecněním Newtonovské rovnice hydrostatické rovnováhy (4. Geometrie prostoročasu zde vyjádřena tzv.3.cz/Gravitace4-1.13) vidět, m(R) m(r>R) poloměr
hvězdy) skutečně celková hmotnost hvězdy měřená svými gravitačními účinky velkých
vzdálenostech.
Rovnice (4.
Při hraniční podmínce B(0)=1, m(0)=0 středu r=0 dostáváme řešení pro B(r) grr
g m(r) ]−1
,
z něhož srovnáním Schwarzschildovou metrikou (3.3)
(Oppenheimerova-Volkovova-Landauova rovnice) která určuje tlak jako funkci poloměru uvnitř
statického sféricky symetrického tělesa tvořeného ideální kapalinou, pokud známa stavová rovnice mezi
ρ Hmotnost m(r) obsažená uvnitř myšlené sféry poloměru přitom opět definována vztahem (4.: Černé díry
Rtt 4πG 3p) Rrr 4πG Rθθ 4πG .htm 16) [15
