Космологическая постоянная

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

• Лекция Д. Гросса, «Грядущие революции в фундаментальной физике».

---

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 .

---