Kozmológiai állandó

A kozmológiai állandó , amelyet néha lambda kifejezésnek is neveznek [1] (a görög Λ betű nevéből származik , jelölésére az általános relativitáselmélet egyenleteiben használják ) egy fizikai állandó , amely a vákuum tulajdonságait jellemzi , amelyet bevezetnek az általánosba . relativitáselmélet . Figyelembe véve a kozmológiai állandót , az Einstein-egyenletek alakja

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

ahol a kozmológiai állandó, a metrikus tenzor , a Ricci-tenzor , a skaláris görbület , az energia-impulzus tenzor , a fénysebesség , a Newton-féle gravitációs állandó . A kozmológiai állandó dimenziója ilyen mértékegységekben megfelel a reciprok terület dimenziójának, vagy a hossz reciproka négyzetének (SI-ben, m −2 ). $\lambda$ $fecsegés}}$ $R_{{ab}}$ $R$ $T_{{ab}}$ $c$ $G$

A kozmológiai állandót Einstein vezette be , hogy az egyenletek térben homogén statikus megoldást engedjenek meg. Friedman evolúciós kozmológiai modelljének elméletének megalkotása és azt megerősítő megfigyelések beszerzése után az eredeti Einstein-egyenletek ilyen megoldásának hiánya nem tekinthető az elmélet hiányosságának.

A lambda-tag Einstein-egyenleteiben a jobb oldalra történő átvitel (azaz formális felvétele az energia-impulzus tenzorba )

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

bemutatja, hogy az üres térben gravitációs mezőt hoz létre (azaz a téridő görbületét, amelyet az egyenletek bal oldala ír le), mintha anyag lenne jelen benne tömegsűrűséggel, energiasűrűséggel és nyomással. Ebben az értelemben egy figyelembe tudja venni a vákuum energiasűrűségét és a vákuum nyomását (pontosabban a feszültségtenzort ). Ugyanakkor a relativisztikus változatlanság nem sérül: és minden referenciakeretben ugyanaz, a lambda tag invariáns a lokális Lorentz-csoport transzformációihoz képest , ami megfelel a vákuum Lorentz-invarianciájának elvének a kvantumtérelméletben . 2] . Másrészt egy statikus kozmológiai skalármező energia-impulzus tenzoraként is felfogható . Jelenleg mindkét megközelítést aktívan fejlesztik, és lehetséges, hogy mindkét hatás hozzájárul a kozmológiai állandóhoz. $\Lambda \neq 0$ $\rho _{\Lambda }={\frac {c^{2}\Lambda }{8\pi G)),$ $\varepsilon _{\Lambda }={\frac {c^{4}\Lambda }{8\pi G))$ $p_{\Lambda }=-\varepsilon _{\Lambda }.$ $-{\frac {c^{4}\Lambda }{8\pi G}}g_{ab}$ ${\displaystyle \varepsilon _{\Lambda ))$ $p_{\Lambda }$ $\Lambda g_{{ab}}$

1997- ig nem voltak megbízható jelzések a kozmológiai állandó és a nulla közötti különbségre, ezért az általános relativitáselméletben opcionális értéknek számított, amelynek megléte a szerző esztétikai preferenciáitól függ. Mindenesetre értéke ( 10 -26 kg/m 3 nagyságrendű ) lehetővé teszi a jelenlétével összefüggő hatások figyelmen kívül hagyását a galaxishalmazok léptékéig , azaz szinte minden vizsgált területen, kivéve a kozmológiához . A kozmológiában azonban egy kozmológiai állandó jelenléte jelentősen megváltoztathatja a leggyakoribb kozmológiai modellek fejlődésének egyes szakaszait . Különösen kozmológiai állandóval rendelkező kozmológiai modelleket javasoltak a kvazárok eloszlásának egyes tulajdonságainak magyarázatára .

1998- ban a szupernóvákat tanulmányozó csillagászok két csoportja szinte egyszerre jelentette be az Univerzum tágulásának felgyorsulásának felfedezését (lásd sötét energia ), ami a legegyszerűbb esetben nullától eltérő pozitív kozmológiai állandóra utal. Ezt az elméletet eddig jól alátámasztották megfigyelések, különösen a WMAP és a Planck műholdakról . A Λ CDM szabványos kozmológiai modellre a Planck-együttműködés legújabb publikációiban (2020) kapott Λ = 1,0905 10 -52 m -2 érték az 5,84⋅10 -27 kg/m3 vákuumenergia- sűrűségnek felel meg [ 3 ] . A mért Λ ≈ 1/(10 milliárd fényév) 2 érték közel áll a megfigyelhető Univerzum aktuális sugarának inverz négyzetéhez ; ez egy nagyságrendig terjedő egybeesés, más szóval a sötét energia és anyag (közönséges és sötét) sűrűségének közelsége a modern Univerzumban megmagyarázhatatlan marad.

Sok kvantumgravitációval foglalkozó fizikus szerint a kozmológiai állandó kis értéke nehezen egyezik meg a kvantumfizika jóslataival, ezért külön problémát jelent, úgynevezett " kozmológiai állandó problémát ". A helyzet az, hogy a fizikusoknak nincs olyan elméletük, amely egyértelműen válaszolhatna arra a kérdésre: miért olyan kicsi a kozmológiai állandó, vagy akár egyenlő 0-val? Ha ezt a mennyiséget vákuumenergia -impulzus tenzornak tekintjük, akkor az üres térben lévő teljes energiaként értelmezhető. Egy ilyen mennyiség természetes ésszerű értékének a Planck-értéket tekintjük, amelyet a kvantumfluktuációk energiájának különféle számításai is megadnak. Ez azonban ~120 nagyságrenddel különbözik a kísérletitől, amelyet egyes szerzők „a fizika történetének legrosszabb elméleti előrejelzésének” [4] neveznek . A kozmológiai állandó elméletben várható természetes értéke közel van a Planck-hossz L Pl −2 inverz négyzetéhez , míg a megfigyelt érték Λ ≈ 2,85·10 −122 L Pl −2 .

Lásd még

Az Einstein-egyenletek megoldásai

Jegyzetek

↑ Szigorúan véve a lambda tag nem maga a kozmológiai állandó, hanem annak szorzata a metrikus tenzorral, amely az Einstein-egyenletekben additív tag. $\Lambda g_{ab},$
↑ Zeldovich Ya. B. Kozmológiai állandó és az elemi részecskék elmélete // Uspekhi fizicheskikh nauk. - 1968. - T. 95 , sz. 5 . — S. 209–230 . - doi : 10.3367/UFNr.0095.196805m.0209 . (Orosz)
↑ Aghanim N. et al. (Planck Collaboration). Planck 2018 eredményei. VI. Kozmológiai paraméterek (angol) // Astronomy and Astrophysics. - 2020. - 1. évf. 641 . -P.A6 . _ - doi : 10.1051/0004-6361/201833910 . — Iránykód . - arXiv : 1807.06209 .
↑ Lee Smolin. A baj a fizikával: a húrelmélet felemelkedése, egy tudomány bukása, és ami ezután következik . - Boston: Houghton Mifflin, 2006. - ISBN 9780618551057 .

Linkek

D. Gross előadás a húrelméletről, " Future Revolutions in Fundamental Physics " .

Szótárak és enciklopédiák	Nagy dán nagy kínai Nagy norvég Nagy orosz Britannica (online)
Bibliográfiai katalógusokban	GND : 4571605-5 NKC : ph202526

Fizika a standard modellen túl
Bizonyíték	A szelvényhierarchia problémája Sötét anyag sötét energia A kozmológiai állandó problémája Erős CP probléma Neutrinó rezgések
elméletek	Technicolor Ötödik Erő Kaluza-Klein elmélet Nagy egységes elméletek Mindennek elmélete Húrelmélet
szuperszimmetria	MSSM szuperhúr elmélet szupergravitáció
kvantumgravitáció	Húrelmélet Hurok kvantumgravitáció Oksági dinamikus háromszögelés Kanonikus kvantumgravitáció
Kísérletek	ANNIE Sasso INO TARTÁLY SNO Szuper-K Tevatron Muon g- NOvA