Problemet med den kosmologiska konstanten

Problemet med den kosmologiska konstanten är ett uttryck som är fixerat i modern astrofysik, vilket betyder den motsättning som finns mellan förutsägelsen av värdet av den kosmologiska konstanten genom tillämpning av två grundläggande fysikaliska teorier, den allmänna relativitetsteorin (GRT), samt kvantfysik och experimentella mätningar av dess värde.

Det förutsagda värdet är 120 storleksordningar större än det experimentellt uppmätta värdet, "den värsta förutsägelsen som någonsin gjorts av en vetenskaplig teori", enligt Lee Smolin [1] .

Kosmologisk konstant och fysiskt vakuum

Det fysiska vakuumet , det lägsta energitillståndet i ett kvantiserat fält , förutsägs av kvantfältteorin att ha en viss energitäthet som kan vara icke-noll (kallad nollenergi). På grund av den så kallade renormaliseringen beror processsannolikheterna inte på nollenergin, så att inom ramen för QFT förblir nollenergin omätbar.

GR- ekvationerna inkluderar också en kvantitet som kallas den kosmologiska konstanten eller lambdatermen, en fysikalisk konstant som kännetecknar vakuumets egenskaper:

${\displaystyle \Lambda =8\pi G{\frac {w}{c^{4))))$ , var är vakuumenergitätheten. $w$

Detta värde kan mätas experimentellt på grund av dess inflytande på metriken (krökningen) av rymden som helhet.

Experimentellt värde

Den kosmologiska konstanten kan mätas genom dess inverkan på galaxernas recession. Dessa mätningar gjordes 1998 av två grupper av astronomer som studerade supernovor (se mörk energi ), och ett mycket litet värde för den kosmologiska konstanten erhölls: m −2 . Universums förvrängningar blir märkbara endast på skalor som är jämförbara med storleken på den observerbara delen av universum, m. För dessa mätningar fick Saul Perlmutter , Brian P. Schmidt och Adam Riess Nobelpriset i fysik för 2011. $\lambda$ $\Lambda \sim 10^{{-53}}$ $\Lambda ^{{-1/2}}=3\cdot 10^{{26}}$

Förutsägelse

Även ett enskilt kvantfält, till exempel ett elektron-positron ett , skapar i vakuum en energitäthet "noll" i storleksordningen , vilket i sig ger värdet av den kosmologiska konstanten m −2 , som är överskattad i många storleksordningar. En mer exakt uppskattning av "noll"-energin med QFT- metoder närmar sig Planck-densiteten i storleksordning (massa och energi relateras av Einstein-ekvationen), vilket är ännu längre från verkligheten. $w\sim m_{e}\left(m_{e}{\frac {c}{\hbar }}\right)^{3}c^{2}$ $\Lambda \sim 3\cdot 10^{{-17}}$

Anteckningar

↑ Lee Smolin. Problemet med fysiken: uppkomsten av strängteorin, en vetenskaps fall och vad som kommer härnäst . - Boston: Houghton Mifflin, 2006. - ISBN 9780618551057 .

Länkar

Kosmologisk konstant . Hämtad 10 augusti 2012. Arkiverad från originalet 10 augusti 2012. (obestämd)
S. Weinberg. "The Problem of the Cosmological Constant" (Maurice Loeb föreläser om fysik vid Harvard University) // Advances in Physical Sciences . - Ryska vetenskapsakademin , 1989. - T. 158 , nr. 8 . - S. 639-678 . - doi : 10.3367/UFNr.0158.198908d.0639 . Arkiverad från originalet den 10 augusti 2012. (ryska)
O'Dowd, Matt Krisen i kosmologin . PBS Spacetime (24 januari 2019). (obestämd)