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.
*) Dnes víme, hlavní zdroj obtíží jak Newtonovského, tak původního Einsteinova kosmologického modelu, je
společný: předpoklad statičnosti (časové neproměnnosti) vesmíru.10. Aby tato modifikace Newtonova zákona neovlivnila
souhlas experimentem který existuje rámci sluneční soustavy, musí být "kosmologická
konstanta" dostatečně malá ~10-45m-2).19) (jež dnes označuje jako Yukawova typu), který
ubývá nekonečna natolik rychle, výrazy pro potenciál intenzitu gravitačního pole buzeného
homogenně rozloženou hmotou konvergují.Ullmann V.cz/Gravitace5-1.50) chovaly podobně nevýhodně jako
starší Poissonova rovnice jediným homogenním statickým řešením zde Minkowskiho
prostoročas odpovídající prázdnému plochému prostoru *).1917 pokusil aplikovat
své gravitační rovnice vesmír jako celek vytvořit tak první relativistický model vesmíru.: Relativistická kosmologie
účinek vyruší. A. Místo modifikace Newtonova
zákona spíše mělo modifikovat druhé východisko Newtonovské kosmologie vzdát se
předpokladu statičnosti vesmíru; něco takového ovšem tehdy mohlo sotva někoho napadnout. Vytvoření Einsteinovy obecné teorie
relativity moderní fyziky gravitace vytyčilo zcela nové obzory kosmologii, pro kterou položilo
pevný vědecký základ.htm 11) [15., lze získat rámci Newtonovské kosmologie, pokud homogenní izotropní rozložení hmoty
http://astronuklfyzika. Při použití na
statickou kosmologii však původní Einsteinovy rovnice (2.ϕ, způsobující "slábnutí"
gravitace velkých vzdálenostech:
∆ϕ Λ.
Relativistická kosmologie
Jelikož interakce kosmických objektů nacházejících velkých vzdálenostech sebe probíhá
především prostřednictvím gravitace, nepřekvapuje, řešení základních kosmologických
problemů pomáhají vyzkumy pravě oblasti gravitace.
Stojí zmínku, mnohé základní poznatky relativistické kosmologie ohledně dynamiky expanze vesmíru,
kritické hustoty pod.2008 12:14:37]
. Seeliger pokusil modifikovat Newtonův gravitační
zákon tím, Poissonovy rovnice přidal další "kosmologický" člen -Λ. Uvedené rovnici vyhovuje konstantní potenciál, který
dává nulovou intenzitu gravitačního pole. Tento předpoklad však 20. Vyšel
přitom předpokladu homogenity izotropie rozložení hmoty vesmíru. 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. Pro skutečně nekonečný případ však tyto síly každého směru jsou nekonečně
velké; celková síla, intenzita pole potenciál při integraci divergují. Navíc domníval, ve
shodě pevným přesvědčením fyziky filosofie doby, vesmír statický.let všem
přírodovědcům včetně Einsteina zdál být naprosto přirozený jeho oprávněnosti nijak nepochybovalo.ϕ (5.Einstein toho byl dobře vědom, tak hned r.1)
Tato rovnice jako řešení potenciál (1. světle později zjištěných skutečností lze říci, že
Seeligerův pokus odstranění gravitačního paradoxu nebyl úspěšný
