Kosmologisk konstant

Den kosmologiska konstanten , ibland kallad lambdatermen [1] (från namnet på den grekiska bokstaven Λ , som används för att beteckna den i den allmänna relativitetstekvationen ) är en fysikalisk konstant som kännetecknar vakuumets egenskaper , som introduceras i det allmänna. relativitetsteori . Med hänsyn till den kosmologiska konstanten har Einsteins ekvationer formen

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

där är den kosmologiska konstanten, är den metriska tensorn , är Ricci-tensoren , är den skalära krökningen , är energimomentum-tensoren , är ljusets hastighet , är Newtons gravitationskonstant . Dimensionen av den kosmologiska konstanten i sådana enheter motsvarar dimensionen av den reciproka arean, eller den reciproka kvadraten på längden (i SI, m −2 ). $\lambda$ $pladdra}}$ $R_{{ab}}$ $R$ $Flik}}$ $c$ $G$

Den kosmologiska konstanten introducerades av Einstein för att ekvationerna skulle tillåta en rumsligt homogen statisk lösning. Efter att ha konstruerat teorin om Friedmans framväxande kosmologiska modell och erhållit observationer som bekräftar den, betraktas inte frånvaron av en sådan lösning för de ursprungliga Einstein-ekvationerna som en brist i teorin.

Överför i Einsteins ekvationer av lambdatermen till höger sida (dvs dess formella inkludering i energimomentumtensorn )

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

visar att i det tomma utrymmet skapar ett gravitationsfält (d.v.s. krökningen av rum-tid, beskriven av den vänstra sidan av ekvationerna) som om materia fanns i det med masstäthet, energitäthet och tryck. I denna mening, en kan överväga energitätheten av vakuum och tryck (mer exakt, spänningstensor ) av vakuum. Samtidigt kränks inte relativistisk invarians : och är desamma i alla referensramar, lambda-termen är invariant med avseende på transformationer av den lokala Lorentz-gruppen , vilket motsvarar principen om Lorentz-invarians av vakuum i kvantfältteorin [ 2] . Å andra sidan kan det betraktas som energimomentumtensorn för något statiskt kosmologiskt skalärfält . Nu utvecklas båda tillvägagångssätten aktivt, och det är möjligt att båda dessa effekter bidrar till den kosmologiska konstanten. $\Lambda \neq 0$ $\rho _{\Lambda }={\frac {c^{2}\Lambda }{8\pi G)),$ $\varepsilon _{\Lambda }={\frac {c^{4}\Lambda }{8\pi G))$ $p_{\Lambda }=-\varepsilon _{\Lambda }.$ $-{\frac {c^{4}\Lambda }{8\pi G}}g_{ab}$ ${\displaystyle \varepsilon _{\Lambda ))$ $p_{\Lambda }$ $\Lambda g_{{ab}}$

Fram till 1997 fanns det inga tillförlitliga indikationer på skillnaden mellan den kosmologiska konstanten och noll, så det ansågs i den allmänna relativitetsteorin som ett valfritt värde, vars närvaro beror på författarens estetiska preferenser. Hur som helst, dess värde (i storleksordningen 10 −26 kg/m 3 ) gör det möjligt att försumma effekterna som är förknippade med dess närvaro, upp till skalan för galaxhopar , det vill säga i nästan vilket område som helst, utom för kosmologi . Inom kosmologi kan dock närvaron av en kosmologisk konstant avsevärt förändra vissa stadier i utvecklingen av de vanligaste kosmologiska modellerna . I synnerhet har kosmologiska modeller med en kosmologisk konstant föreslagits att användas för att förklara vissa egenskaper hos fördelningen av kvasarer .

År 1998 tillkännagav två grupper av astronomer som studerade supernovor nästan samtidigt upptäckten av accelerationen av universums expansion (se mörk energi ), vilket i det enklaste fallet antyder en positiv kosmologisk konstant som inte är noll. Hittills har denna teori fått bra stöd av observationer, särskilt från WMAP- och Planck- satelliterna . Värdet Λ = 1,0905 10 −52 m −2 , erhållet i de senaste publikationerna av Planck-samarbetet (2020) för den standardiserade kosmologiska modellen Λ CDM , motsvarar vakuumenergitätheten 5,84⋅10 −27 kg / m3 ) [ 3 ] . Det uppmätta värdet Λ ≈ 1/(10 miljarder ljusår) 2 är nära den omvända kvadraten på det observerbara universums nuvarande radie ; detta är en slump upp till en storleksordning, med andra ord, närheten till tätheterna av mörk energi och materia (vanlig och mörk) i det moderna universum förblir oförklarad.

Enligt många fysiker som är involverade i kvantgravitationen är det lilla värdet av den kosmologiska konstanten svårt att överensstämma med kvantfysikens förutsägelser och utgör därför ett separat problem, kallat det " kosmologiska konstantproblemet ". Saken är den att fysiker inte har en teori som entydigt kan svara på frågan: varför är den kosmologiska konstanten så liten eller till och med lika med 0? Om vi betraktar denna kvantitet som vakuumenergi -momentumtensor , så kan den tolkas som den totala energin som finns i det tomma utrymmet. Det naturliga rimliga värdet av en sådan kvantitet anses vara dess Planck-värde, vilket också ges av olika beräkningar av energin för kvantfluktuationer. Den skiljer sig dock från den experimentella med ~120 storleksordningar, som vissa författare kallar "den värsta teoretiska förutsägelsen i fysikens historia" [4] . Naturvärdet för den kosmologiska konstanten som förväntas i teorin ligger nära den omvända kvadraten på Plancklängden L Pl −2 , medan det observerade värdet är Λ ≈ 2,85·10 −122 L Pl −2 .

Se även

Lösningar på Einsteins ekvationer

Anteckningar

↑ Strängt taget är lambdatermen inte den kosmologiska konstanten i sig, utan dess produkt av den metriska tensorn, som är en additiv term i Einsteins ekvationer. $\Lambda g_{ab},$
↑ Zeldovich Ya. B. Kosmologisk konstant och teorin om elementarpartiklar // Uspekhi fizicheskikh nauk. - 1968. - T. 95 , nr. 5 . — S. 209–230 . - doi : 10.3367/UFNr.0095.196805m.0209 . (ryska)
↑ Aghanim N. et al. (Planck Collaboration). Planck 2018 resultat. VI. Kosmologiska parametrar (engelska) // Astronomi och astrofysik. - 2020. - Vol. 641 . —P.A6 . _ - doi : 10.1051/0004-6361/201833910 . — . - arXiv : 1807.06209 .
↑ Lee Smolin. Problemet med fysiken: uppkomsten av strängteorin, en vetenskaps fall och vad som kommer härnäst . - Boston: Houghton Mifflin, 2006. - ISBN 9780618551057 .

Länkar

D. Gross föreläsning om strängteori, " Framtida revolutioner i fundamental fysik " .

Ordböcker och uppslagsverk	Stor dansk stor kines Stor norsk Stor ryss Britannica (online)
I bibliografiska kataloger	GND : 4571605-5 NKC : ph202526

Fysik bortom standardmodellen
Bevis	Problemet med mätarhierarkin Mörk materia mörk energi Problemet med den kosmologiska konstanten Starkt CP-problem Neutrinoscillationer
teorier	Technicolor Femte kraften Kaluza-Klein teori Stora förenade teorier Teori om allt Strängteorin
supersymmetri	MSSM supersträngteori supergravitation
kvantgravitation	Strängteorin Slinga kvantgravitation Kausal dynamisk triangulering Kanonisk kvantgravitation
Experiment	ANNIE Sasso INO TANK SNO Super-K Tevatron Muon g- NOvA