Космологическая постоянная

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Общая теория относительности
Гравитация
Математическая формулировка
Космология
См. также: Портал:Физика

Космологи́ческая постоя́нная, иногда называемая лямбда-член[1] (от названия греческой буквы Λ, используемой для её обозначения в уравнениях общей теории относительности) — физическая постоянная, характеризующая свойства вакуума, которая вводится в общей теории относительности. С учётом космологической постоянной уравнения Эйнштейна имеют вид

где  — космологическая постоянная,  — метрический тензор,  — тензор Риччи,  — скалярная кривизна,  — тензор энергии-импульса,  — скорость света,  — гравитационная постоянная Ньютона. Размерность космологической постоянной в таких единицах соответствует размерности обратной площади, или обратному квадрату длины (в СИ — м−2).

Космологическая постоянная была введена Эйнштейном для того, чтобы уравнения допускали пространственно однородное статическое решение. После построения теории эволюционирующей космологической модели Фридмана и получения подтверждающих её наблюдений, отсутствие такого решения у исходных уравнений Эйнштейна не рассматривается как недостаток теории.

Перенесение в уравнениях Эйнштейна лямбда-члена в правую часть (т.е. его формальное включение в тензор энергии-импульса)

демонстрирует, что при пустое пространство создаёт гравитационное поле (т.е. кривизну пространства-времени, описываемую левой частью уравнений) такое, как если бы в нём присутствовала материя с плотностью массы плотностью энергии и давлением В этом смысле можно рассматривать плотность энергии вакуума и давление (точнее, тензор натяжений ) вакуума. При этом релятивистская инвариантность не нарушается: и одинаковы в любой системе отсчёта, лямбда-член инвариантен по отношению к преобразованиям локальной группы Лоренца, что соответствует принципу лоренц-инвариантности вакуума в квантовой теории поля[2]. С другой стороны, можно рассматривать как тензор энергии-импульса некоего статического космологического скалярного поля. Сейчас активно развиваются оба подхода, и не исключено, что вклад в космологическую постоянную дают оба этих эффекта.

До 1997 года достоверных указаний на отличие космологической постоянной от нуля не было, поэтому она рассматривалась в общей теории относительности как необязательная величина, наличие которой зависит от эстетических предпочтений автора. В любом случае её величина (порядка 10−26 кг/м3) позволяет пренебрегать эффектами, связанными с её наличием, вплоть до масштабов скоплений галактик, то есть практически в любой рассматриваемой области, кроме космологии. В космологии, однако, наличие космологической постоянной может существенно изменять некоторые этапы эволюции наиболее распространённых космологических моделей. В частности, космологические модели с космологической постоянной предлагалось использовать для объяснения некоторых свойств распределения квазаров.

В 1998 году двумя группами астрономов, изучавших сверхновые звёзды, практически одновременно было объявлено об открытии ускорения расширения Вселенной (см. тёмная энергия), которое предполагает в простейшем случае объяснения ненулевую положительную космологическую постоянную. К настоящему времени эта теория хорошо подтверждена наблюдениями, в частности, со спутников WMAP и Planck. Величина Λ = 1,0905·10−52 м−2, полученная в последних публикациях коллаборации Planck (2020 год) для стандартной космологической модели ΛCDM, соответствует плотности энергии вакуума 5,25⋅10−10 Дж/м3 (или плотности массы 5,84⋅10−27 кг/м3)[3]. Измеренное значение Λ ≈ 1/(10 млрд световых лет)2 близко к обратному квадрату современного радиуса наблюдаемой Вселенной; это совпадение с точностью до порядка, иными словами, близость плотностей тёмной энергии и материи (обычной и тёмной) в современной Вселенной, пока остаётся необъяснённым.

По мнению многих физиков, занимающихся квантовой гравитацией, малая величина космологической постоянной трудно согласуется с предсказаниями квантовой физики и поэтому составляет отдельную проблему, именуемую «проблемой космологической постоянной». Всё дело в том, что у физиков нет теории, способной однозначно ответить на вопрос: почему космологическая постоянная так мала или вообще равна 0? Если рассматривать эту величину как тензор энергии-импульса вакуума, то она может интерпретироваться как суммарная энергия, которая находится в пустом пространстве. Естественным разумным значением такой величины считается её планковское значение, даваемое и различными расчётами энергии квантовых флуктуаций. Оно, однако, отличается от экспериментального на ~120 порядков, что некоторые авторы называют «худшим теоретическим предсказанием в истории физики»[4]. Естественная, ожидающаяся в теории величина космологической постоянной близка к обратному квадрату планковской длины LPl−2, тогда как наблюдающееся значение Λ ≈ 2,85·10−122 LPl−2.

См. также[править | править код]

Примечания[править | править код]

  1. Строго говоря, лямбда-членом называется не сама космологическая постоянная, а её произведение на метрический тензор, которое является аддитивным членом в уравнениях Эйнштейна.
  2. Зельдович Я. Б. Космологическая постоянная и теория элементарных частиц // Успехи физических наук. — 1968. — Т. 95, вып. 5. — С. 209–230. — doi:10.3367/UFNr.0095.196805m.0209.
  3. Aghanim N. et al. (Planck Collaboration). Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — 2020. — Vol. 641. — P. A6. — doi:10.1051/0004-6361/201833910. — Bibcode2020A&A...641A...6P. — arXiv:1807.06209.
  4. Lee Smolin. Неприятности с физикой: взлет теории струн, упадок науки и что за этим следует = The trouble with physics: the rise of string theory, the fall of a science, and what comes next. — Boston: Houghton Mifflin, 2006. — ISBN 9780618551057.

Ссылки[править | править код]