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.
Geometrie prostoročasu zde vyjádřena tzv.Ullmann V. 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.htm 16) [15.3). [285],[56],[227], češtině [261].
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. skupinky několika
blízkých hvězd. Směrem hloubky tlak roste rychleji než odpovídalo Newtonově teorii:
čím vyšší tlak, tím větší relativistický příspěvek čitateli rovnice (4.: Černé díry
Rtt 4πG 3p) Rrr 4πG Rθθ 4πG .3.10.13) vidět, m(R) m(r>R) poloměr
hvězdy) skutečně celková hmotnost hvězdy měřená svými gravitačními účinky velkých
vzdálenostech.
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.13)
analyzovaná §3.
Je zcela mimo rámec této knihy zabývat teorií hvězdných struktur; můžeme pouze odkázat příslušnou
přehledovou literaturu, např.2). Pro vztah mezi hmotností poloměrem (radiální souřadnicí platí
dm .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.
Dalšími manipulacemi Einsteinovými rovnicemi lze získat důležitou rovnici
(4.3) opravdu přejde (4. vnitřním Schwarzschildovým řešením, v
okolním prostoru vně hvězdy něj plynule navazuje standardní Schwarzschildova geometrie (3.1);
v Newtonovské limitě vztah (4. Obecná teorie relativity tak
vede zjištění, uvnitř hvězdy působí větší gravitační síly vyšší tlaky než odpovídalo Newtonově
teorii.1). 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.
Rovnice (4.3) vidět, např.3) obecně relativistickým zobecněním Newtonovské rovnice hydrostatické rovnováhy (4. Zdánlivé (optické) dvojhvězdy
Blízkost zde jen zdánlivá, pouhým optickým klamem (označují někdy jako optické dvojhvězdy) vznikají
http://astronuklfyzika.2008 12:14:25]
.cz/Gravitace4-1. Příčina pozorovaného těsného sousedství hvězd může být dvojí:
1.
Srovnáme-li relativistický klasický model hvězdy, vidět, gradient tlaku relativistickém modelu
větší než Newtonovském
