Что значит "космологическая постоянная"

постоянная L, которую А. Эйнштейн в 1917 ввёл в свои уравнения тяготения (1916), чтобы они могли иметь решения, описывающие стационарную Вселенную, и удовлетворяли требованию относительности инерции (см. Относительности теория ). Физический смысл введения К. п. заключается в допущении существования особых космических сил (отталкивания при L> 0 и притяжения при L< 0), возрастающих с расстоянием. Поскольку требование стационарности Вселенной отпало с открытием разбегания галактик (см. Красное смещение ), Эйнштейн в 1931 отказался от К. п. С тех пор обычно принималось, что L=0. В настоящее время (70-е гг. 20 в.) допускается и др. возможность: К. п. ≈ крайне малая (~10-55см-2) величина.

Лит.: Зельдович Я. Б., Новиков И. Д., Релятивистская астрофизика, М., 1967.

Г. И. Наан.

Космологи́ческая постоя́нная — физическая постоянная, характеризующая свойства вакуума , которая вводится в общей теории относительности . С учётом 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 Λ — космологическая постоянная, g — метрический тензор , R — тензор Риччи , R — скалярная кривизна , T — тензор энергии-импульса , c — скорость света , G — гравитационная постоянная Ньютона .

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.

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 г/см) 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 спутника WMAP . Величина Λ соответствует плотности энергии вакуума 5, 98 ⋅ 10 Дж/м.

Член Λg 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, Λg можно рассматривать как тензор энергии-импульса некоего статического космологического скалярного поля . Сейчас активно развиваются оба подхода.

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, это худшее теоретическое предсказание в истории физики.