Касмалагічная пастаянная

Фізіка за межамі Стандартнай мадэлі

Стандартная мадэль Сведчанні Праблема калібравальнай іерархіі · Цёмная матэрыя Праблема касмалагічнай пастаяннай Моцная CP-праблема Нейтрынныя асцыляцыі Барыённая асіметрыя Сусвету Тэорыі Тэхнікалор Тэорыя Калуцы — Клейна Тэорыі Вялікага аб’яднання Тэорыя ўсяго Тэорыя струн Суперсіметрыя MSSM · Тэорыя суперструн Супергравітацыя Квантавая гравітацыя Тэорыя струн Петлявая квантавая гравітацыя Прычынная дынамічная трыангуляцыя Кананічная квантавая гравітацыя Эксперыменты Gran Sasso · INO · ВАК SNO · Super-K · Тэватрон

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, $c$ — скорасць святла, $G$ — гравітацыйная пастаянная Ньютана.

Касмалагічная пастаянная была ўведзена Эйнштэйнам для таго, каб ураўненні дапускалі прасторава аднароднае 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 не ўлічваць эфекты, звязаныя 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 мадэлей. У прыватнасці, касмалагічныя мадэлі з касмалагічнай пастаяннай прапаноўвалася выкарыстоўваць для тлумачэння некаторых уласцівасцей размеркавання квазараў.

У 1998 годзе дзве групы астраномаў, якія вывучалі звышновыя зоркі, практычна адначасова аб’явілі аб адкрыцці паскарэння пашырэння Сусвету (гл. цёмная энергія), якое прадугледжвае, пры самым простым тлумачэнні, ненулявую касмалагічную пастаянную. На цяперашні час гэта тэорыя добра пацверджана назіраннямі, у прыватнасці, са спадарожніка WMAP. Велічыня Λ адпавядае шчыльнасці энергіі вакууму $5{,}98\cdot 10^{-10}$ Дж/м³.

Член $\Lambda g_{ab}$ можна ўключыць у тэнзар энергіі-імпульсу і разглядаць як тэнзар энергіі-імпульсу вакууму. Гэты член інварыянтны адносна 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.

Спасылкі

• Лекция Д. Гросса о теории струн, «Грядущие революции в фундаментальной физике».