Obecná teorie relativity: Porovnání verzí
Smazaný obsah Přidaný obsah
m Hlavní kategorie: jako první, řadicí klíč; kosmetické úpravy |
m Robot: přidáno {{Autoritní data}}; kosmetické úpravy |
||
Řádek 12:
Einsteinovy rovnice gravitačního pole jsou nelineární a velmi obtížně řešitelné. Einstein používal metody aproximace při práci na počátečních předpovědích teorie. Ale již na počátku roku 1916 astrofyzik [[Karl Schwarzschild]] našel první netriviální přesné řešení Einsteinových rovnic, tzv. [[Schwarzschildova metrika|Schwarzschildovu metriku]]. Toto řešení položilo základy pro popis konečné fáze gravitačního kolapsu, objektů známých dnes jako černé díry. Ve stejném roce byly podniknuty první kroky směrem k zobecnění Schwarzschildova řešení na elektricky nabité objekty, které nakonec vyústily v Reissner-Nordströmovo řešení, nyní spojené s elektricky nabitými černými děrami <ref>{{Harvnb|Schwarzschild|1916a}}, {{Harvnb|Schwarzschild|1916b}} a {{Harvnb|Reissner|1916}} (později doplněné v {{Harvnb|Nordström|1918}})</ref>. V roce 1917 Einstein aplikoval svoji teorii na [[vesmír]] jako celek, vytvořil tak oblast relativistické [[kosmologie]]. V souladu s tehdejším moderním myšlením předpokládal existenci statického vesmíru, přidal nový parametr do svých původních rovnic,- [[Kosmologická konstanta|kosmologickou konstantu]] tak, aby odpovídala pozorovací domněnce.<ref> {{Harvnb|Einstein|1917}} viz {{Harvnb|Pais|1982|loc=ch. 15e}}</ref> Nicméně v roce 1929 práce [[Edwin Hubble|Edwina Hubbla]] a dalších ukázaly, že se náš vesmír rozpíná. To je snadno popsatelné pomocí expandujícího kosmologického řešení nalezeného [[Alexandr Fridman|Alexandrem Fridmanem]] v roce 1922, které nevyžaduje kosmologickou konstantu. [[Georges Edouard Lemaître|Georges Lemaître]] použil tato řešení, aby formuloval nejstarší verzi modelů [[Velký třesk|Velkého třesku]], v nichž se náš vesmír vyvinul z extrémně horkého a hustého dřívějšího stavu.<ref>Hubblův původní článek je {{Harvnb|Hubble|1929}}, přístupný přehled je uveden v {{Harvnb|Singh|2004|loc=ch. 2–4}}</ref> Einstein později prohlásil, že kosmologická konstanta byla největší hrubá chyba jeho života.<ref> Jak je uvedeno v {{Harvnb|Gamow|1970}}, Einsteinovo odsouzení bylo předčasné.</ref>
Během tohoto období obecná teorie relativity zůstala něco jako kuriozita mezi fyzikálními teoriemi. Byla jasně lepší než Newtonův gravitační zákon, je v souladu se [[Speciální teorie relativity|speciální teorií relativity]] a vyřešila několik efektů nevysvětlitelných podle Newtonovy teorie. Einstein sám ukázal už v roce 1915, jak jeho teorie vysvětli anomálii ve [[Stáčení perihelia Merkuru|stáčení perihelia planety Merkur]] bez jakýchkoliv svévolných parametrů („zfalšované/ zfušované faktory“).<ref>{{Harvnb|Pais|1982|pp=253–254}}</ref> Expedice vedená [[Arthur Eddington|Arthurem Eddingtonem]] podobně v roce 1919 potvrdila předpověď obecné teorie relativity pro stáčení paprsků od Slunce během úplného zatmění Slunce dne 29. května 1919<ref> {{Harvnb|Kennefick|2005}} {{Harvnb|Kennefick|2007}}</ref>, což udělalo Einsteina okamžitě slavným.<ref>{{Harvnb|Pais|1982|loc=ch. 16}}</ref> Teorie vstoupila do hlavního proudu [[Teoretická fyzika|teoretické]] fyziky a [[Astrofyzika|astrofyziky]] s velkým rozvojem mezi lety přibližně 1960 a 1975, nyní známé jako zlatý věk obecné teorie relativity.<ref> {{Cite book|title=The future of theoretical physics and cosmology: celebrating Stephen Hawking's 60th birthday |chapter=Warping spacetime |first1=Kip |last1=Thorne |publisher=Cambridge University Press |date=2003 |isbn=0-521-82081-2 |page=74 |url=https://books.google.com/books?id=yLy4b61rfPwC|ref=harv}} [https://books.google.com/books?id=yLy4b61rfPwC&pg=PA74 Extrakt na straně 74]</ref> Fyzikové začali chápat pojem černé díry a identifikovat [[
== Obecná teorie relativity a speciální teorie relativity ==
Řádek 277:
* [http://www.aldebaran.cz/astrofyzika/gravitace/otr.html Obecná teorie relativity na Aldebaranu]
{{Portály|Fyzika}}
{{Autoritní data}}
[[Kategorie:Obecná teorie relativity| ]]
| |||