Stała kosmologiczna

Stała kosmologiczna (zazwyczaj oznaczana wielką literą lambdaΛ) – stała zaproponowana przez Alberta Einsteina jako modyfikacja do jego własnej ogólnej teorii względności mająca pomóc w wyjaśnieniu modelu kosmologicznego Wszechświata znanego jako statyczny model Wszechświata. Stała kosmologiczna Einsteina jest niezależna od czasu i przestrzeni. Odkrycie w 1929 prawa Hubble’a, potwierdzające rozszerzanie się Wszechświata, kwestionowało wprowadzenie tej stałej. Również w samej konstrukcji teorii względności taki dodatek był sztuczny. Sam Einstein wprowadzenie tej stałej nazwał największą pomyłką swojego życia.

Kosmologia fizyczna
Ilc 9yr moll4096.png


Wszechświat
(chronologiakształtrozmiarwiek)
Wielki Wybuch
Fizyka poza modelem standardowym
CMS Higgs-event.jpg
Symulowany obraz z detektora CMS przedstawiający Bozon Higgsa uzyskany przez kolizję protonów rozpadających się na dżety hadronów i elektrony
Model standardowy

O koncepcji stałej kosmologicznej przypomniano sobie podczas prób kwantowania pola grawitacyjnego. Energia próżni, zakrzywiająca przestrzeń, zachowuje się analogicznie do stałej kosmologicznej: ciśnienie jest równe minus gęstości energii. Jednakże na gruncie obecnej teorii cząstek elementarnych, wartość energii próżni oszacowana na podstawie skali Plancka przekracza o kilkadziesiąt rzędów wielkości wielkość akceptowalną z punktu widzenia kosmologii, a w szczególności obserwowanych rozmiarów Wszechświata[1].

Od lat 90. o stałej kosmologicznej mówi się z powodu obserwacji dalekich supernowych, z których wynika, że Wszechświat rozszerza się coraz szybciej zamiast coraz wolniej. Można to wyjaśnić zakładając, że gęstość energii-materii jest zdominowana przez ciemną energię lub właśnie stałą kosmologiczną. Ponadto okazało się, że wiek Wszechświata oszacowany na podstawie obserwacji najstarszych gromad kulistych, powinien wynosić ponad 13 miliardów lat. W modelu Einsteina – de Sittera (bez stałej kosmologicznej) byłby on za mały w porównaniu z obserwacjami, przy założeniu stałej Hubble’a około 70 km/s/Mpc.

Równanie pola ma następująca postać:

gdzie:

tensor krzywizny Ricciego,
skalar krzywizny Ricciego,
tensor metryczny,
– stała kosmologiczna,
tensor energii-pędu,
liczba pi,
prędkość światła w próżni,
stała grawitacji.

Wyraz ze stałą kosmologiczną można przenieść na drugą stronę równania Einsteina i zinterpretować jako tensor energii-pędu

Stała kosmologiczna odpowiada materii, której ciśnienie jest ujemne. Równanie stanu można zapisać jako

z

Człon podobnie jak skalar krzywizny przestrzeni, ma wymiar odwrotności powierzchni [m−2][2].

Przyjmuje się, że stała kosmologiczna jest bardzo bliska zera. Stała kosmologiczna o wartości dodatniej oznacza ujemne ciśnienie, a zatem przyspieszoną ekspansję próżni. Istnienie stałej kosmologicznej jest związane z ciemną energią (w XXI wieku określenie to jest coraz częściej używane w pracach kosmologów jako określenie neutralne) oraz z kosmiczną inflacją. Jako alternatywa dla energii próżni, rozważane jest pole skalarne występujące w roli ciemnej energii. Pole takie nazywane jest kwintesencją (wg Arystotelesa – piąty element przyrody).

Stała kosmologiczna jest często uznawana za szczególny przypadek kwintesencji, z równaniem stanu w którym Z kolei z równań Einsteina wynika, iż aby uzyskać efekt przyspieszonej ekspansji, musi pojawić się W ogólności, współczynnik w równaniu stanu nie musi być stały w czasie i może zależeć od przesunięcia ku czerwieni. Proponowane są różne modele potencjału pola skalarnego, szybko i wolnozmienne. Jednym z egzotycznych modeli jest tzw. gaz Czapłygina, w którym ciśnienie zależy od gęstości nieliniowo[3].

Bezpośrednia rekonstrukcja postaci potencjału pola skalarnego na podstawie danych obserwacyjnych byłaby obecnie bardzo trudna, ponieważ dane dla najdalszych supernowych sięgają tylko do około z=1,5.

W 2017 roku kilka zespołów badawczych przedstawiło analizy danych obserwacyjnych, zgodnie z którymi wartość stałej kosmologicznej zwiększa się wraz z wiekiem wszechświata[4][5].

Zobacz teżEdytuj

PrzypisyEdytuj

  1. Steven Weinberg. The cosmological constant problem. „Reviews of Modern Physics”. 61 (1), 1989-01-01. DOI: 10.1103/RevModPhys.61.1 (ang.). 
  2. Problem stałej kosmologicznej, fatalna czy genialna pomyłka Einsteina?
  3. Alexander Kamenshchika, Ugo Moschellac, Vincent Pasquier. An alternative to quintessence. „Physics Letters B”. 511 (2–4), s. 265–268, 2001-07-05. DOI: 10.1016/S0370-2693(01)00571-8 (ang.). 
  4. Solà, Joan, Adrià Gómez-Valent, and Javier de Cruz Pérez, Vacuum dynamics in the Universe versus a rigid Λ= const, „International Journal of Modern Physics A” 32.19n20 (2017): 1730014.
  5. Zhao, Gong-Bo, et al., Dynamical dark energy in light of the latest observations, „Nature Astronomy” (2017).

Linki zewnętrzneEdytuj