w odległości b od centrum). Wstawiając to do równania (9.60), dostajemy do pierwszego rzędu w <br>&lt;gap&gt;<br>w przybliżeniu wartość otrzymał w obserwacjach Eddington. <br>&lt;gap&gt;<br><br>&lt;tit&gt;9.4. Stała kosmologiczna &lt;/&gt;<br><br>W paragrafie tym opiszemy rozwiązanie równań Einsteina zależne jedynie od czasu. <br>Rozwiązania tego typu odgrywają podstawową rolę w kosmologii, gdyż dostępny naszym obserwacjom Wszechświat jest w dużej skali z dobrym przybliżeniem izotropowy i jednorodny, czyli jego ewolucja zależy (w tym przybliżeniu) jedynie od czasu. Zakładamy, że gęstość spinu znika i że rozwiązanie jest płaskie przestrzennie. Założenia te prowadzą do następującej postaci reperu: <br>&lt;gap&gt;<br>&lt;page nr=128&gt;<br>Rozwiązując warunki <br>&lt;gap&gt;<br>Aby rozwiązać te równania, musimy je uzupełnić o związek między