Stała kosmologiczna

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacji, wyszukiwania
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

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. 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:

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, Rskalar krzywizny Ricciego, g_{\mu \nu}tensor metryczny, Λ – stała kosmologiczna, T_{\mu \nu}tensor energii-pędu, π – liczba pi, cprędkość światła w próżni, Gstała 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[2]. 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.

Przypisy

  1. Steven Weinberg, 1989, Review of Modern Physics, 61
  2. Aleksandr Yu Kamenshchik i inni 2001, Physic Letters B., 511


Zobacz też[edytuj | edytuj kod]