Фэндом


Космологи́ческая постоя́нная — физическая постоянная, характеризующая свойства вакуума, которая вводится в общей теории относительности. С учетом космологической постоянной уравнения Эйнштейна имеют вид

R_{ab} - {R \over 2}  g_{ab} + \Lambda g_{ab} = {8 \pi G \over c^4} T_{ab}

где \Lambda — космологическая постоянная, g_{ab} — метрический тензор, R_{ab} — тензор Риччи, R — скалярная кривизна, T_{ab} — тензор энергии-импульса, c — скорость света, G — гравитационная постоянная Ньютона.

Космологическая постоянная была введена Эйнштейном для того, чтобы уравнение допускало 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.

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 (меньше чем 10^{-29} г/см3) позволяет пренебрегать эффектами, связанными с её наличием, вплоть до масштабов скоплений галактик, то есть практически в любой рассматриваемой области, кроме космологии. Впрочем, малая величина космологической постоянной трудно согласуется с предсказаниями квантовой физики и поэтому составляет отдельную проблему, именуемую «тайной космологической постоянной».Все дело в том, что у физиков нет теории, способной однозначно ответить на вопрос: почему космологическая постоянная равна 0. В действительности эта величина может интерпретироваться как суммарная энергия, которая находится в пустом космическом пространстве, следовательно ее можно рассчитать теоретически и измерить экспериментально. Рассчет энергии квантовых флуктуаций дает результат, который отличается от экспериментального на 120(!) порядков. Возможно, теория струн сможет ответить на этот вопрос.

В космологии, однако, наличие космологической постоянной может существенно изменять некоторые этапы эволюции наиболее распространенных космологических моделей. В частности, космологические модели с космологической постоянной предлагалось использовать для объяснения некоторых свойств распределения квазаров.

Член \Lambda g_{ab} можно включить в тензор энергии-импульса и рассматривать как тензор энергии-импульса вакуума. Этот член инвариантен по отношению к преобразованиям локальной группы Лоренца, что соответствует принципу лоренц-инвариантности вакуума в квантовой теории поля. С другой стороны, \Lambda g_{ab} можно рассматривать как тензор энергии-импульса некоего статического космологического скалярного поля. Сейчас активно развиваются оба подхода.

Ссылки Править



Эта страница использует содержимое раздела Википедии на русском языке. Оригинальная статья находится по адресу: Космологическая постоянная. Список первоначальных авторов статьи можно посмотреть в истории правок. Эта статья так же, как и статья, размещённая в Википедии, доступна на условиях CC-BY-SA .


Обнаружено использование расширения AdBlock.


Викия — это свободный ресурс, который существует и развивается за счёт рекламы. Для блокирующих рекламу пользователей мы предоставляем модифицированную версию сайта.

Викия не будет доступна для последующих модификаций. Если вы желаете продолжать работать со страницей, то, пожалуйста, отключите расширение для блокировки рекламы.

Также на Фэндоме

Случайная вики