Tekst źródłowy strony Metryka Friedmana-Lemaître’a-Robertsona-Walkera

'''Metryka Friedmana-Lemaître’a-Robertsona-Walkera''' (FLRW) jest [[metryka Riemanna|metryką Riemanna]], która reprezentuje [[Jednorodność (kosmologia)|jednorodny]], [[izotropowość|izotropowy]] [[Wszechświat]] (spotykane są jeszcze inne określenia metryki, np. metryka Friedmana-Robertsona-Walkera (FRW) lub metryka Robertsona-Walkera (RW)).

Metrykę FLRW zapisuje się w postaci:
: <math>ds^2=dt^2-a(t)^2[dr^2+ d_\text{pm}(r)^2 d\Omega^2],</math>

gdzie <math>a(t)</math> jest [[czynnik skali|czynnikiem skali]],
: <math>d_\text{pm}(r)=\begin{cases}\sin r & \text{dla}\quad k>0, \\ \sinh r & \text{dla}\quad k<0, \\ r & \text{dla}\quad k=0\end{cases}</math>
jest [[Współrzędne współporuszające się|odległością ruchu własnego]],
<math>k</math> jest krzywizną, <math>r</math> jest [[Współrzędne współporuszające się|odległością współporuszającą się]], natomiast
: <math>d\Omega^2=d\theta^2+\sin^2\theta d\phi^2</math><ref>{{Cytuj |autor = George Ellis; van Elst, Henk |tytuł = Cosmological models |url = https://arxiv.org/pdf/gr-qc/9812046v5.pdf|s = 21 |język = en |data = 2008-09-02}}</ref>.

Model FLRW nie jest dobrym przybliżeniem rzeczywistego Wszechświata. Dopiero model ''prawie FLRW'', czyli FLRW uzupełniony o [[zaburzenia gęstości (kosmologia)|zaburzenia gęstości]] zadowala astrofizyków i jest podstawą [[kosmologia obserwacyjna|kosmologii obserwacyjnej]]. Nie jest to jednak pełny model [[Wszechświat]]a, ponieważ związany jest tylko z kształtem lokalnym, a nie globalnym ([[kształt Wszechświata]]), ale w wielu rozważaniach jest wystarczający.

== Zobacz też ==
* [[Aleksandr Friedman]]
* [[Georges Lemaître]]

== Przypisy ==
{{Przypisy}}
{{Ogólna teoria względności}}
{{Kosmologia fizyczna}}

[[Kategoria:Kosmologia fizyczna]]
[[Kategoria:Rozwiązania ogólnej teorii względności]]