Kosmologinen vakio

Kosmologinen vakio , jota joskus kutsutaan lambda-termiksi [1] (kreikkalaisen kirjaimen Λ nimestä , jota käytetään osoittamaan sitä yleisen suhteellisuusteorian yhtälöissä ), on fysikaalinen vakio, joka kuvaa tyhjiön ominaisuuksia , joka otetaan käyttöön yleisessä suhteellisuusteoria . Kun otetaan huomioon kosmologinen vakio , Einstein-yhtälöillä on muoto

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

missä on kosmologinen vakio, on metrinen tensori , on Ricci-tensori , on skalaarikaarevuus , on energia-liikkeen tensori , on valon nopeus , on Newtonin gravitaatiovakio . Kosmologisen vakion mitta tällaisissa yksiköissä vastaa käänteisalueen mittaa tai pituuden käänteisneliötä (SI, m −2 ). $\lambda$ $g_{{ab}}$ $R_{{ab}}$ $R$ $T_{{ab}}$ $c$ $G$

Einstein otti käyttöön kosmologisen vakion , jotta yhtälöt hyväksyisivät avaruudellisesti homogeenisen staattisen ratkaisun. Friedmanin kehittyvän kosmologisen mallin teorian rakentamisen ja sitä vahvistavien havaintojen saamisen jälkeen tällaisen ratkaisun puuttumista alkuperäisille Einstein-yhtälöille ei pidetä teorian puutteena.

Lambda-termin siirto Einstein-yhtälöissä oikealle puolelle (eli sen muodollinen sisällyttäminen energia-momenttitensoriin )

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

osoittaa, että tyhjässä avaruudessa luo gravitaatiokentän (eli aika-avaruuden kaarevuuden, jota kuvataan yhtälöiden vasemmalla puolella), kuten jos siinä olisi ainetta massatiheydellä , energiatiheydellä ja paineella. osaa ottaa huomioon tyhjön energiatiheyden ja tyhjön paineen (tarkemmin sanottuna jännitystensorin ). Samaan aikaan relativistista invarianssia ei rikota: ja ne ovat samat missä tahansa viitekehyksessä, lambda-termi on invariantti paikallisen Lorentz-ryhmän muunnosten suhteen , mikä vastaa Lorentzin tyhjiön invarianssin periaatetta kvanttikenttäteoriassa [ 2] . Toisaalta sitä voidaan pitää jonkin staattisen kosmologisen skalaarikentän energia-momenttitensorina . Nyt molempia lähestymistapoja kehitetään aktiivisesti, ja on mahdollista, että molemmat vaikutukset vaikuttavat kosmologiseen vakioon. $\Lambda \neq 0$ $\rho _{\Lambda }={\frac {c^{2}\Lambda }{8\pi G)),$ $\varepsilon _{\Lambda }={\frac {c^{4}\Lambda }{8\pi G))$ $p_{\Lambda }=-\varepsilon _{\Lambda }.$ $-{\frac {c^{4}\Lambda }{8\pi G}}g_{ab}$ ${\displaystyle \varepsilon _{\Lambda ))$ ${\displaystyle p_{\Lambda ))$ $\Lambda g_{{ab}}$

Vuoteen 1997 asti ei ollut luotettavia viitteitä kosmologisen vakion ja nollan erosta, joten sitä pidettiin yleisessä suhteellisuusteoriassa valinnaisena arvona, jonka olemassaolo riippuu kirjoittajan esteettisistä mieltymyksistä. Joka tapauksessa sen arvo (luokkaa 10 −26 kg/m 3 ) mahdollistaa sen läsnäoloon liittyvien vaikutusten huomiotta jättämisen galaksijoukkojen mittakaavassa , eli lähes kaikilla tarkastelualueilla, paitsi kosmologiaa varten . Kosmologiassa kosmologisen vakion läsnäolo voi kuitenkin merkittävästi muuttaa joitain vaiheita yleisimpien kosmologisten mallien kehityksessä . Erityisesti kosmologisia malleja, joilla on kosmologinen vakio, on ehdotettu käytettäväksi selittämään joitain kvasaarien jakautumisen ominaisuuksia .

Vuonna 1998 kaksi supernovaa tutkivaa tähtitieteilijäryhmää ilmoitti lähes samanaikaisesti löytäneensä universumin laajenemisen kiihtyvyyden (katso pimeä energia ), mikä yksinkertaisimmassa tapauksessa viittaa nollasta poikkeavaan positiiviseen kosmologiseen vakioon. Tähän mennessä tätä teoriaa ovat tukeneet hyvin havainnot, erityisesti WMAP- ja Planck -satelliiteista . Planck-yhteistyön uusimmissa julkaisuissa ( 2020 ) saatu arvo Λ = 1,0905 10 −52 m −2 kosmologiselle standardimallille Λ CDM vastaa tyhjiön energiatiheyttä 5,84⋅10 −27 kg / m3 ) [ 3 ] . Mitattu arvo Λ ≈ 1/(10 miljardia valovuotta) 2 on lähellä havaittavan maailmankaikkeuden nykyisen säteen käänteistä neliötä ; tämä on suuruusluokkaan asti sattuma, toisin sanoen pimeän energian ja aineen (tavallisen ja pimeän) tiheyksien läheisyys nykyaikaisessa universumissa jää selittämättömäksi.

Monien kvanttigravitaation parissa työskentelevien fyysikkojen mukaan kosmologisen vakion pieni arvo on vaikea yhtyä kvanttifysiikan ennusteisiin ja muodostaa siksi erillisen ongelman, jota kutsutaan " kosmologiseksi vakioongelmaksi ". Asia on siinä, että fyysikoilla ei ole teoriaa, joka voisi vastata yksiselitteisesti kysymykseen: miksi kosmologinen vakio on niin pieni tai jopa yhtä suuri kuin 0? Jos tätä määrää pidetään tyhjiöenergia -momenttitensorina , niin se voidaan tulkita tyhjässä tilassa olevaksi kokonaisenergiaksi. Tällaisen suuren luonnollisena järkevänä arvona pidetään sen Planck-arvoa, joka saadaan myös erilaisilla kvanttivaihteluiden energian laskelmilla. Se eroaa kuitenkin kokeellisesta ~120 suuruusluokalla, jota jotkut kirjoittajat kutsuvat "fysiikan historian pahimmaksi teoreettiseksi ennustukseksi" [4] . Teoriassa odotettu kosmologisen vakion luonnollinen arvo on lähellä Planckin pituuden L Pl −2 käänteisneliötä , kun taas havaittu arvo on Λ ≈ 2,85·10 −122 L Pl −2 .

Katso myös

Ratkaisut Einsteinin yhtälöihin

Muistiinpanot

↑ Tarkkaan ottaen lambda-termi ei ole itse kosmologinen vakio, vaan sen tulo metrisen tensorin avulla, joka on additiivinen termi Einsteinin yhtälöissä. $\Lambda g_{ab},$
↑ Zeldovich Ya. B. Kosmologinen vakio ja alkuainehiukkasten teoria // Uspekhi fizicheskikh nauk. - 1968. - T. 95 , no. 5 . — S. 209–230 . - doi : 10.3367/UFNr.0095.196805m.0209 . (Venäjän kieli)
↑ Aghanim N. et ai. (Planck Collaboration). Planck 2018 tulokset. VI. Kosmologiset parametrit (englanniksi) // Astronomy and Astrophysics. - 2020. - Vol. 641 . -P.A6 . _ - doi : 10.1051/0004-6361/201833910 . — . - arXiv : 1807.06209 .
↑ Lee Smolin. Fysiikan ongelmat: merkkijonoteorian nousu, tieteen kaatuminen ja mitä tulee seuraavaksi . - Boston: Houghton Mifflin, 2006. - ISBN 9780618551057 .

Linkit

D. Gross - luento jousiteoriasta, " Future Revolutions in Fundamental Physics " .

Sanakirjat ja tietosanakirjat	Suuri tanskalainen iso kiinalainen Hienoa norjalaista Iso venäläinen Britannica (verkossa)
Bibliografisissa luetteloissa	GND : 4571605-5 NKC : ph202526

Fysiikka standardimallin ulkopuolella
Todisteet	Mittarihierarkian ongelma Pimeä aine pimeää energiaa Kosmologisen vakion ongelma Vahva CP-ongelma Neutriinovärähtelyt
teorioita	Technicolor Viides voima Kaluza-Kleinin teoria Suuret yhtenäiset teoriat Teoria kaikesta Säieteoria
supersymmetria	MSSM supermerkkijonoteoria supergravitaatio
kvanttipainovoima	Säieteoria Kierrä kvanttigravitaatio Kausaalinen dynaaminen kolmio Kanoninen kvanttigravitaatio
Kokeilut	ANNIE Sasso INO SÄILIÖ SNO Super-K Tevatron Muon g- NOvA