Stała kosmologiczna

Fizyka poza modelem standardowym

Symulowany obraz z detektora CMS przedstawiający Bozon Higgsa uzyskany przez kolizję protonów rozpadających się na dżety hadronów i elektrony

Model standardowy Dowody Problem hierarchii Ciemna materia Problem stałej kosmologicznej Naruszenie parzystości ładunku Oscylacje neutrin Teorie Technicolor Teoria Kaluzy-Kleina Teorie wielkiej unifikacji Teoria wszystkiego Superpłynna teoria próżni Supersymetria MSSM Teoria superstrun Supergrawitacja Grawitacja kwantowa Teoria strun Pętlowa grawitacja kwantowa Przyczynowa dynamiczna triangulacja (CDT) Kanoniczna kwantowa grawitacja Superpłynna teoria próżni Eksperymenty Gran Sasso  · INO  · LHC  · SNO  · Super-K  · Tevatron

Stała kosmologiczna (zazwyczaj oznaczana wielką literą lambda - Λ) – 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.

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. Niestety, 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 .

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:

$R_{\mu \nu} -\frac{1}{2} g_{\mu \nu} R + \Lambda g_{\mu \nu} = -8 \pi {G \over c^4} T_{\mu \nu}=-\kappa T_{\mu \nu}$

gdzie: $R_{\mu \nu}$ – tensor krzywizny Ricciego, $R$ – skalar krzywizny Ricciego, $g_{\mu \nu}$ – tensor metryczny, Λ – stała kosmologiczna, $T_{\mu \nu}$ – tensor energii-pędu, π – liczba pi, c – prędkość światła w próżni, G – stała grawitacji. Wyraz ze stałą kosmologiczną można przenieść na drugą stronę równania Einsteina i zinterpretować jako tensor energii-pędu

$T_{\mu \nu}= \frac{\Lambda}{\kappa}g_{\mu \nu}=\epsilon g_{\mu \nu}$

Stała kosmologiczna odpowiada materii, której ciśnienie P = –ρ jest ujemne. równanie stanu można zapisać jako

$P=\omega \rho\,$

z ω = –1.

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 (od 2005 roku 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 (Arystoteles – piąty element przyrody). Stała kosmologiczna jest często uznawana za szczególny przypadek kwintesencji, z równaniem stanu w którym ω = –1. Z kolei z równań Einsteina wynika, iż aby uzyskać efekt przyspieszonej ekspansji, musi pojawić się ω< -1/3. 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 Chaplygina, w którym ciśnienie zależy od gęstości nieliniowo . 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.

Zobacz też

• równanie Einsteina
• model kosmologiczny
• kosmologia obserwacyjna