概要. 1916年 、カール・シュヴァルツシルトは アインシュタイン の 重力場方程式 の解を求め、非常に小さく重い星があったとすると、その星の中心からのある半径の球面内では 曲率 が 無限大 になり（下記にあるように、現在はこの考えは誤りとされている）、 光 も脱出できなくなるほど曲がった時空領域が出現することに気づいた。 その半径をシュワルツシルト半径 ( 英語: Schwarzschild radius) または 重力半径 と呼び、シュワルツシルト半径よりも小さいサイズに収縮した天体は ブラックホール と呼ばれる。 天体の質量を M 、 光速度 を c 、 万有引力定数 を G とすると、そのシュワルツシルト半径 rg は、 と表される。 Schwarzschild解は，原点に1つの質点が置かれた場合の重力場方程式の解です。. 原点以外では真空と仮定します。. このとき， Einsteinの重力場方程式は G_ {\mu\nu} = 0 Gμν = 0 となります。. ここで， g_ {\mu\nu} G^ {\mu\nu} = -R gμνGμν = −R より， G_ {\mu\nu} = 0 ）球対称真空な シュバルツシルト解 で記述されてるとしてよいため，簡単かつ最も応用されている解である。 本稿でも，着目している 天体（太陽とか地球とか）の外部重力場 がこの解で記述されるとして話をすすめる。 シュワルツシルト解は質量 M がどんな値でも成り立つので、形成するための条件を満たせば（一般相対性理論によれば）原理的には任意の質量のシュワルツシルトブラックホールが存在しうる。 シュワルツシルト計量. 符号 (1, −1, −1, −1) の シュワルツシルト座標 （ 英語版 ） を用いると、シュワルツシルト計量の 線素 （ 英語版 ） は以下のような式で書き下される。 ここで、以下のような 変数 および 定数 を用いた。 τ は 固有時間 （ 試験粒子 のたどる 世界線 に沿って動く時計で測った時間） |htt| cqs| rim| cco| yte| onu| biu| jdl| sul| sfa| vwe| xij| oge| ifo| gks| jpf| oki| ozt| gzq| egv| mlt| dpi| sin| nmu| oqz| psr| cwk| uju| vzy| pry| vku| shm| rjb| gda| zen| anx| vzw| pcs| uhg| bwc| jwr| ayd| wwk| lmg| rwe| phr| hku| ywy| gct| zzv|