|
Космологи́ческая постоя́нная — физическая постоянная, характеризующая свойства вакуума, которая вводится в общей теории относительности. С учетом космологической постоянной уравнения Эйнштейна имеют вид на рисунке.
где Λ — космологическая постоянная, gab — метрический тензор, Rab — тензор Риччи, R — скалярная кривизна, Tab — 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 Λgab 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, Λgab можно рассматривать как тензор энергии-импульса некоего статического космологического скалярного поля. Сейчас активно развиваются оба подхода.
|