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.
světle později zjištěných skutečností lze říci, že
Seeligerův pokus odstranění gravitačního paradoxu nebyl úspěšný.let všem
přírodovědcům včetně Einsteina zdál být naprosto přirozený jeho oprávněnosti nijak nepochybovalo.: Relativistická kosmologie
účinek vyruší.19) (jež dnes označuje jako Yukawova typu), který
ubývá nekonečna natolik rychle, výrazy pro potenciál intenzitu gravitačního pole buzeného
homogenně rozloženou hmotou konvergují.2008 12:14:37]
. Pro skutečně nekonečný případ však tyto síly každého směru jsou nekonečně
velké; celková síla, intenzita pole potenciál při integraci divergují. Seeliger pokusil modifikovat Newtonův gravitační
zákon tím, Poissonovy rovnice přidal další "kosmologický" člen -Λ. Aby tato modifikace Newtonova zákona neovlivnila
souhlas experimentem který existuje rámci sluneční soustavy, musí být "kosmologická
konstanta" dostatečně malá ~10-45m-2).Einstein toho byl dobře vědom, tak hned r. Tento předpoklad však 20.ϕ (5.htm 11) [15.10. A.
Relativistická kosmologie
Jelikož interakce kosmických objektů nacházejících velkých vzdálenostech sebe probíhá
především prostřednictvím gravitace, nepřekvapuje, řešení základních kosmologických
problemů pomáhají vyzkumy pravě oblasti gravitace. Vytvoření Einsteinovy obecné teorie
relativity moderní fyziky gravitace vytyčilo zcela nové obzory kosmologii, pro kterou položilo
pevný vědecký základ. Uvedené rovnici vyhovuje konstantní potenciál, který
dává nulovou intenzitu gravitačního pole.1917 pokusil aplikovat
své gravitační rovnice vesmír jako celek vytvořit tak první relativistický model vesmíru. Vyšel
přitom předpokladu homogenity izotropie rozložení hmoty vesmíru.ϕ, způsobující "slábnutí"
gravitace velkých vzdálenostech:
∆ϕ Λ.Ullmann V.cz/Gravitace5-1.
Stojí zmínku, mnohé základní poznatky relativistické kosmologie ohledně dynamiky expanze vesmíru,
kritické hustoty pod., lze získat rámci Newtonovské kosmologie, pokud homogenní izotropní rozložení hmoty
http://astronuklfyzika. Při použití na
statickou kosmologii však původní Einsteinovy rovnice (2.50) chovaly podobně nevýhodně jako
starší Poissonova rovnice jediným homogenním statickým řešením zde Minkowskiho
prostoročas odpovídající prázdnému plochému prostoru *). Místo modifikace Newtonova
zákona spíše mělo modifikovat druhé východisko Newtonovské kosmologie vzdát se
předpokladu statičnosti vesmíru; něco takového ovšem tehdy mohlo sotva někoho napadnout.
*) Dnes víme, hlavní zdroj obtíží jak Newtonovského, tak původního Einsteinova kosmologického modelu, je
společný: předpoklad statičnosti (časové neproměnnosti) vesmíru.1)
Tato rovnice jako řešení potenciál (1. Navíc domníval, ve
shodě pevným přesvědčením fyziky filosofie doby, vesmír statický. Má-li být hmota statické
rovnováze, musí být intenzita gravitačního pole všude nulová, takže podle Newtonova gravitačního
zákona vyjádřeného tvaru
div neboli ,
musí být všude nulová rovněž hustota hmoty rámci Newtonova zákona tedy statickým
"vesmírem" mohl být pouze prázdný prostor
