Касмалагічная пастаянная

З пляцоўкі Вікіпедыя
Перайсці да: рух, знайсці
За межамі Стандартнай мадэлі
CMS Higgs-event.jpg
Стандартная мадэль
Гл. таксама «Фізічны партал»


Касмалагічная пастаянная — фізічная пастаянная, якая характарызуе ўласцівасці вакууму і ўводзіцца ў агульнай тэорыі адноснасці. З улікам касмалагічнай пастаяннай ўраўненні Эйнштэйна маюць выгляд

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

дзе \Lambda — касмалагічная пастаянная, g_{ab}​​метрычны тэнзар, R_{ab} — тэнзар Рычы, R — скалярная крывізна, T_{ab} — тэнзар энергіі-імпульсу, c — хуткасць святла ,Gгравітацыйная пастаянная Ньютана.

Касмалагічная пастаянная была ўведзена Эйнштэйнам для таго, каб ураўненні дапускалі прасторава аднастайнае статычнае рашэнне. Пасля пабудовы тэорыі эвалюцыянуючай касмалагічнай мадэлі Фрыдмана і атрымання назіранняў, якія пацвярджаюць яе, адсутнасць такога рашэння ў зыходных ураўненняў Эйнштэйна не разглядаецца як недахоп тэорыі.

Да 1997 года дакладных указанняў на адрозненне касмалагічнай пастаяннай ад нуля не было, таму яна разглядалася ў агульнай тэорыі адноснасці як неабавязковая велічыня, наяўнасць якой залежыць ад эстэтычных пераваг аўтара. У любым выпадку яе велічыня (менш чым 10^{-29} г/см3) дазваляе грэбаваць эфектамі, звязанымі з яе наяўнасцю, аж да маштабаў скопішчаў галактык, гэта значыць практычна ў любой разгляданай вобласці, акрамя касмалогіі. У касмалогіі, аднак, наяўнасць касмалагічнай пастаяннай можа істотна змяняць некаторыя этапы эвалюцыі найбольш распаўсюджаных касмалагічных мадэляў. У прыватнасці, касмалагічныя мадэлі з касмалагічнай пастаяннай прапаноўвалася выкарыстоўваць для тлумачэння некаторых уласцівасцей размеркавання квазараў.

У 1998 годзе двума групамі астраномаў, якія вывучалі звышновыя зоркі, практычна адначасова было абвешчана пра адкрыццё паскарэння пашырэння Сусвету (гл. цёмная энергія), якое прадугледжвае ў найпростым выпадку тлумачэння ненулявую касмалагічную пастаянную. Да цяперашняга часу гэтая тэорыя добра пацверджана назіраннямі, у прыватнасці, са спадарожніка WMAP. Велічыня Λ адпавядае шчыльнасці энергіі вакууму 5{,}98\cdot10^{-10} Дж/м3.

Член \Lambda g_{ab} можна ўключыць у тэнзар энергіі-імпульсу і разглядаць як тэнзар энергіі-імпульсу вакууму. Гэты член інварыянтны ў адносінах да пераўтварэнняў лакальнай групы Лорэнца, што адпавядае прынцыпу лорэнц-інварыянтнасці вакууму ў квантавай тэорыі поля. З іншага боку, \Lambda g_{ab} можна разглядаць як тэнзар энергіі-імпульсу нейкага статычнага касмалагічнага скалярнага поля. Зараз актыўна развіваюцца абодва падыходы.

На думку многіх фізікаў, якія займаюцца квантавай гравітацыяй, малая велічыня касмалагічнай пастаяннай цяжка ўзгадняецца з прадказаннямі квантавай фізікі і таму складае асобную праблему, якая называецца «праблемай касмалагічнай пастаяннай». Уся справа ў тым, што ў фізікаў няма тэорыі, здольнай адназначна адказаць на пытанне: чаму касмалагічная пастаянная такая малая ці ўвогуле роўная 0. Калі разглядаць гэтую велічыню як тэнзар энергіі-імпульсу вакууму, то яна можа інтэрпрэтавацца як сумарная энергія, якая знаходзіцца ў пустой прасторы. Натуральным разумным значэннем такой велічыні лічыцца яе планкаўскае значэнне, якое даецца і рознымі разлікамі энергіі квантавых флуктуацый. Яно, аднак, адрозніваецца ад эксперыментальнага на 120 парадкаў, гэта найгоршае тэарэтычнае прадказанне ў гісторыі фізікі[1].

Заўвагі[правіць | правіць зыходнік]

  1. Lee Smolin. Неприятности с физикой: взлет теории струн, упадок науки и что за этим следует = The trouble with physics: the rise of string theory, the fall of a science, and what comes next — Boston, 2006. — ISBN 9780618551057.

Спасылкі[правіць | правіць зыходнік]