Космологическая постоянная как физическая гипотеза

Астронет > 2. Гипотеза Эйнштейна

Космологическая постоянная как физическая гипотеза
Физический вакуум и космическая анти-гравитация >

2. Гипотеза Эйнштейна

Да, главное в космологии, как и во всякой естественно-научной дисциплине,- это конкретные факты ореальном мире. Но замечательное обстоятельство состоит в том, чтовсе три важнейшие открытия в космологии были заранее предсказаны теорией.

Космологическое расширение было предсказано Фридманом в 1922-24 гг.,а существование реликтового излучения — его учеником по Петроградскомууниверситету Гамовым. Присутствие в мире космической анти-гравитации тожебыло предсказано; это было сделано в 1917 г.

Эйнштейном.

Следуя давней, уходящей к истокам классической науки традиции,Эйнштейн полагал, что Вселенная как целое должна быть вечной и неизменной.

Он считал, что с помощью вселенской анти-гравитацииможно уравновесить гравитацию вещества во Вселенной и обеспечить неподвижность распределения вещества, а значит и статичность самойВселенной.

Для описания анти-гравитации Эйнштейн специально ввел вобщую теорию относительности новую константу, которая так и называетсякосмологической постоянной. Конечно, это была гипотеза, и притом весьмасмелая. Величина же космологической постоянной не выводилась из какой-либотеории, а подлежала наблюдательному определению.

Физическая интерпретация космологической постоянной складывалась постепенно,десятилетие за десятилетием, начиная с работ де Ситтера, Леметра,Толмена, Бонди. Сейчас считается oбщепринятым, что космологическаяпостояннаяописывает космический вакуум, т.е.

такое состояние космической энергии,которое обладает постоянной во времени и всюду одинаковой в пространствеплотностью — и притом в любой системе отсчета.

По этим свойствамвакуум принципиально отличается от всех других форм космической энергии,плотность которых неоднородна в пространстве, падает со временем в ходекосмологического расширения и может быть разной в разных системах отсчета.

Если оставить в стороне представление о статичности Вселенной, то гипотезаЭйнштейна была в действительности предположением о существовании вмире космического вакуума. И это предположение наконец подтвердилось вастрономических наблюдениях.

Хотя вакуум чаще всего называют космическим, онприсутствует повсюду и фигурирует в атомной физике и микрофизике, где онпредставляет собой наинизшее энергетическое состояние квантовых полей.

Это тот самый вакуум, в котором разыгрываются взаимодействия элементарныхчастиц.

Физический вакуум непосредственно проявляется экспериментально,например, в лэмбовском сдвиге спектральных линий атомов и эффекте Казимира.

В таких экспериментах присутствие вакуума несомненно, но при этомзначение его энергии ускользает от измерения.

Последнее связано с темпринципиальным обстоятельством, что во всех — кроме гравитации! -физических взаимодействиях проявляется только разность энергийфизической системы в различные моменты времени и/или в различныхточках пространства, но не величина энергии в данном состояниифизической системы.

Лишь гравитация «чувствует» саму энергию, а неее разности.Грандиозным инструментом, естественной экспериментальной установкойдля открытия физического вакуума послужилався наблюдаемая Вселенная, в которой вакуум оказался доминирующимпо энергии и по создаваемой ею гравитации.

В принципиальном плане проблема вакуума, его физическая природаявляется, как полагают, наиболее важной и вместе с тем самой сложной вовсей современной фундаментальной физике [3,4].

Важные изменения в космологии, связанные с последними открытиями вв этой науке, произвели сильноевпечатление на космологов и близких к космологии физиков и астрономов.По этому поводу появились также и разнообразные комментарии в популярнойлитературе и широкой печати.

Иногда можно услышать или прочитать, что новая картина мира заставляетотказаться от привычной космологической теории Фридмана. Но это, конечно,не так.

Теория, созданная Фридманом,является столь общей, столь богатой и глубокой, что в ней в действительностисодержится в качестведопустимой возможности и переход космологического расширения от замедленияк ускорению.

Математически это обеспечивается тем, что в теории Фридманаприсутствует эйнштейновская космологическая постоянная; она-то и способнасоздавать (вернее, представлять в решении) анти-гравитацию, котораявызывает ускорение расширения.

Как известно, в `Теории поля' [2] решение Фридманапредставлено в варианте без вакуума, без космологической постоянной.В оригинальныхработах Фридмана 1922-1924 гг. (они были впервые опубликованы по-немецки;русский перевод см. в Успехах Физических Наук за 1963 год [5]) этапостоянная может быть и нулевой, и отличной от нуля.

Когда писалась `Теория поля', никто не сомневался,что с открытием космологического расширения все основания для введения вобщую теорию относительности космологической постоянной полностью иокончательно отпали. Так считал и Эйнштейн, назвавший однажды (вразговоре с Гамовым в Принстоне) идею космологической постоянной своимсамым большим промахом (biggest blunder) в науке.

По словам Ландау, космология часто ошибается и никогда не сомневается.

Интерес к модели Эйнштейна, к модели де Ситтера, в которой вовсе нетвещества и имеется только вакуум, к космическомувакууму и космологической постоянной то совсем исчезал в космологии, товремя от времени снова возникал по разным причинам, и на эту темунемало сказано и написано в прежние годы, в том числе и в широко известныхмонографиях и учебниках [6-10]; не будем повторять то, что уже не раз излагалось с большой полнотой и основательностью и к ссылкам на книги добавим только указание на пионерские работы Э.Б. Глинера [11], которые, возможно, менее известны.

Идеи, впервые высказанные в работах [11], стали основойстоль популярной и до сих пор модели инфляции в очень ранней Вселенной.

Но и независимо от этой конкретной модели и любых ее известныхверсий, идеи Глинера служатпервой и пока единственной разумной гипотезой о физическойпричине космологического расширения: по Глинеру, расширениевещества обязано своим происхождением анти-гравитации космологическоговакуума, а само веществопоявилось в результате квантовых флуктуаций того же вакуума.Эти идеи высоко оценил (хотя и далеко не сразу) Я.Б. Зельдович;с самого начала отдавали им должное А.Д. Сахаров и Л.Э. Гуревич.

Инфляция — совсем особая большая и интереснаятема, обсуждение которой лежит вне рамок данной статьи; о ней и без тогонемало сказано инаписано в последние 15-20 лет.

Эта красивая гипотеза позволилапривлечь в космологию самые яркие идеи физики элементарныхчастиц и тем самым чрезвычайно обогатить современную космологическую науку.Но все же приходится признать, что при всем этом модельинфляции не смогла предсказать измеренное сейчас значение плотности вакуума.

Она не дает количественных указаний на связь обнаруженнойв наблюдениях плотности вакуума с начальным (исключительно высоким)значением плотности вакуума в раннюю эпоху инфляции.

Как и почемупервоначальная огромная плотность вакуума (или инфляционного скалярного поля)упала именно до ее современного значения — самый трудный вопрос дляэтой модели; а без его решения повисает в воздухе многое из того, чтомодель обещает объяснить.

Стоит подчекнуть, что само существование первичного инфляционноговакуума никак до сихпор не доказано в эксперментальном или наблюдательном плане, так чтомодель инфляции не имеет независимого эмпирического основания.

В теоретическом плане ситуация тоже не слишком благоприятна; дело втом, что модель инфляции предполагает далекую экстраполяцию известныхфизических законов. Например, законы гравитации, проверенныеэкспериментально для расстояний до долей миллиметра, экстраполируются кпланковским масштабам длины, которые на 30 порядков величины меньше.

Похоже, что по-настоящему глубокая и основательная разработка оригинальныхидей Глинера остается все еще делом будущего.

Далее в этой статье обсуждается не гипотетический первичный вакуум,а тот реальный космический вакуум, который присутствует в реальнойсовременной Вселенной и обнаружен по наблюдениям сверхновых.

>

Версия для печати

АстрометрияАстрономические инструментыАстрономическое образованиеАстрофизикаИстория астрономииКосмонавтика, исследование космосаЛюбительская астрономияПланеты и Солнечная системаСолнце

Источник: http://www.astronet.ru/db/msg/1174484/node3.html

Космологическая постоянная как физическая гипотеза

Космологическая постоянная как физическая гипотеза

Определение 1

Космологическая постоянная ($\Lambda$) — это безразмерная постоянная величина, введенная А. Эйнштейном в уравнения общей теории относительности для того, чтобы иметь возможность построить модель статической Вселенной, но при этом не нарушить релятивистскую инвариантность уравнений.

Космология -это наука о:

  • Вселенной в общем;
  • ее глобальных свойствах;
  • ее физических процессах.

Замечание 1

Основой космологии считают общую теорию относительности А. Эйнштейна. При этом исследование процессов, проистекающих во Вселенной, требует использования практически всех разделов физики.

Характерными чертами общей теории относительности считают:

  • искривленное пространство-время;
  • то, что кривизна пространственно-временного континуума определяет материя.

В наибольшей части космологических моделей Вселенная полагается:

  • однородной,
  • изотропной,
  • расширяющейся.

Наблюдаемые неоднородности в ней возникли на поздних этапах расширения Вселенной.

Ничего непонятно?

Попробуй обратиться за помощью к преподавателям

Пространственно-временная геометрия задается при помощи метрического тензора ($g_{ik}$), который задет интервал $ds$:

$ds2=g_{ik}dxidxk (1).$

В кривом пространстве имеется отличный от нуля тензор Римана-Кристофеля (тензор кривизны ($R_{iklm}$)), обладающий четырьмя измерениями, который составлен из производных первого и второго порядка:

$R_{iklm} \sim (\frac{\partial2 g_{ik}}{\partial xl \partial xm}, \frac{\partial g_{pk}}{\partial xp} \frac{\partial g_{ml}}{\partial xp}) (2).$

Свертку тензора кривизны называют тензором Риччи:

$R_{ik}=g{lm}R_{iklm} (3).$

В общем случае имеем:

$g_{im}g{mk}=\delta_ik; \delta_ik=1$ при $i=k, \delta_ik=0$ при $ i eq k$.

Уравнение Эйнштейна реализует связь между тензором Риччи и тензором энергии – импульса ($T_{ik}$):

$R_{ik}-\frac{1}{2}g_{ik}R-\Lambda g_{ik}=\frac{8\pi G}{c4}T_{ik}(4),$

где $R=g{ik}R_{ik}$ — скалярная кривизна; $\Lambda$ — космологическая постоянная; тензор энергии – импульса $T_{ik}$; $G$ — гравитационная постоянная; $c$ — скорость света.

Уравнения Эйнштейна нелинейны относительно метрического тензора, что ведет к возможному существованию неплоского пространства при отсутствии вещества, в виде волн гравитации.

При работе над общей теорией относительности Эйнштейн получил, что в соответствии с его уравнениями Вселенная либо расширяется, либо сжимается, что не отвечало данным наблюдений на тот момент.

Именно в этой связи ученый ввел дополнительный множитель с космологической постоянной, которая отражала бы, что имеются силы, противостоящие гравитации и действуют в противоположном направлении.

Предполагалось, что величина $\Lambda$ очень мала.

Решение Фридмана

В 1992 году вышла работа советского физика А. Фридмана, который предложил нестационарную модель Вселенной. Опираясь на общую теорию относительности, ученый получил несколько моделей развития Вселенной.

При этом, сценарии эволюции Вселенной зависят от значения космологической постоянной:

  1. При $\Lambda$ < $0$ имеются исключительно силы притяжения. В данном сценарии Вселенная сжимается, начиная с некоторого момента времени.
  2. При $\Lambda$ > $0$ Вселенная расширяется со всевозрастающей скоростью.
  3. $\Lambda = 0$ Модель поведения Вселенной связана с начальной плотностью материи. В этом сценарии имеются три варианта развития событий: расширение с торможением и дальнейшее сжатие; расширение с практически постоянной скоростью (малое уменьшение скорости расширения); бесконечное расширение.

В модели Фридмана космологическую постоянную можно изъять из уравнений Эйнштейна. Имеются сведения, что первоначально Эйнштейн модель Фридмана не принял.

В 1927 году Бельгийским астрономом Ж. Лемером, было показано, что Вселенная расширяется.

В 1929 году астрофизик Э. Хаббл предложил закон, названный позднее его именем, который описывает расширение Вселенной. Этот закон Хаббл определил, наблюдая красное смещение в галактическом спектре.

Поняв важность названных открытий, Эйнштейн согласился с фидмановской моделью. Начиная с этого времени член с космологической постоянной в уравнения общей теории относительности в космологии учитывать не стали. В других областях знаний существенного вклада в уравнения он не вносит, и вводят его только из соображений эстетики.

Возвращение космологической постоянной

В 1998 году ученые, проводя наблюдения за сверхновыми вне нашей Галактики, выявили, что расстояние до объектов их наблюдения значительно больше, чем предсказывает закон Хаббла. Они сделали вывод о том, что расширение Вселенной идет с ускорением. До этого предполагалось, что так как во Вселенной имеется материя и гравитация, то ее расширение замедляется ($\Lambda = 0$).

Через небольшое время другие наблюдения показали, что во вселенной присутствует некая гипотетическая энергия («темная энергия»), которая составляет противовес гравитации.

Для согласования названных выше открытий в уравнения общей теории относительности пришлось вернуть член с космологической постоянной. Причем, указав, что она является положительной.

В настоящее время делается вывод о том, что темная энергия тесно связана с космологической постоянной. Эта постоянная приобрела новый физический смысл.

Современной гипотезой ученых стало то, что каждый пространственный объем обладает некоторой энергией, которую назвали «энергией чистого вакуума», при этом космологическая постоянная является плотностью этой энергии.

В свое время А. Эйнштейн назвал $\Lambda $ -член своей самой большой ошибкой, тогда как получается, что он косвенно предсказал, что Вселенная имеет энергию, которая ведет к ее расширению с ускорением.

Исследователи поняли, что постоянная $\Lambda$ позволяла существовать Вселенной в состоянии стабильности короткое время и в определенных условиях. При самом малом отклонении от этих условий должен был бы начаться или процесс сжатия, или процесс расширения Вселенной.

Самым большим значением космологическая постоянная обладает в:

  • космологии;
  • квантовой механике.

В космологии на сегодняшний момент создана Лямбда- CDM модель – это модель Вселенной на основе модели Фридмана, в которой космологическая константа стала составной частью структуры. В этой модели данная постоянная описывает свойства темной энергии.

По настоящее время точное значение $\Lambda$ считается не установленным.

Так, значение космологической постоянной, получаемое при помощи квантовой механики, является невероятно большим.

Величина же $\Lambda$, которую получают при наблюдении разлета галактик, существенно отличается от квантового, является чрезвычайно малым.

Существует гипотеза о том, что помимо энергии вакуума на значение $\Lambda$ оказывает влияние еще пока не известная величина.

Источник: https://spravochnick.ru/fizika/fizicheskie_gipotezy/kosmologicheskaya_postoyannaya_kak_fizicheskaya_gipoteza/

Космологическая постоянная

Космологическая постоянная как физическая гипотеза

Космологическая постоянная, если таковая действительно существует, могла бы послужить объяснением наблюдаемому расширению Вселенной с нарастающей скоростью расширения.

Постулируя общую теорию относительности, Альберт Эйнштейн был уверен в стационарности Вселенной, то есть, в том, что положение галактик относительно друг друга практически не меняется.

Однако он не мог не заметить, что в силу действия закона всемирного тяготения Ньютона Вселенная должна сжиматься, что противоречит здравому смыслу.

Поэтому, чтобы уравновесить силы гравитации, ведущие Вселенную к неизбежному и скоропостижному коллапсу, Эйнштейну пришлось ввести в уравнения общей теории относительности дополнительное слагаемое — космологический член, своего рода антигравитационную поправку на необъяснимую силу отталкивания, буквально растаскивающую галактики и противодействующую силе их взаимного гравитационного притяжения. Эта сила, согласно Эйнштейну, возрастает с расстоянием с коэффициентом пропорциональности, равным так называемой космологической постоянной, которую ученый обозначил греческой прописной буквой Λ (лямбда).

Противореча, на первый взгляд, критерию красоты теории, эта добавка оказалась неизбежной с точки зрения сохранения ее непротиворечивости. Однако, после открытия явления расширения Вселенной (см.

Закон Хаббла), Эйнштейн понял, что нужда в космологической постоянной отпала.

Эйнштейн тут же исключил космологический член из своих уравнений и впоследствии неоднократно называл его первоначальное появление в них грубейшей из допущенных им за всю свою жизнь ошибок.

После этого почти до конца ХХ столетия космологическая постоянная впала в немилость в теоретической физике.

Редкие смельчаки из числа физиков-теоретиков, пытавшихся хотя бы заикнуться об ее возвращении в модель устройства Вселенной для объяснения той или иной неразрешимой головоломки, немедленно подвергались жестокому высмеиванию со стороны коллег.

А затем, в конце 1990-х годов история физики приняла неожиданный поворот, и Λ гордо вернулась на сцену и оказалась в центре всеобщего внимания.

Теория Большого взрыва неизбежно подразумевает вопрос: и чем всё это представление завершится? Либо разбегающиеся галактики в какой-то момент повернут вспять под воздействием сил гравитационного притяжения, и Вселенная сожмется обратно в точку в момент того, что иногда называют большой крах, по аналогии с большим взрывом; либо Вселенная так и будет расширяться до бесконечности во тьму пространства, пока не обратится в рассеянный холодный прах в результате тепловой смерти. Казалось бы, третьего не дано. Как правоверные христиане не видят для себя после смерти иной альтернативы, кроме попадания в рай или ад, все космологи строили догадки исключительно на предмет того, какая из двух судеб предначертана Вселенной.

Одним из методов получения ответа на этот вопрос явилось измерение скорости удаления галактик, отстоящих от Земли на самые большие расстояния — в миллиарды световых лет.

Поскольку свет от них шел до Земли миллиарды лет, по доплеровскому смещению в их спектрах мы можем вычислить, с какой скоростью они удалялись миллиарды лет тому назад.

Сравнив эту скорость с современной скоростью разбегания ближайших галактик, мы узнаем, насколько силы гравитационного притяжения успели замедлить расширение Вселенной, а там, можно надеяться, и вычислим ее судьбу.

Измерение скорости удаления галактик на сегодняшний день задача решаемая (см. Эффект Доплера) — достаточно измерить красное смещение в спектре излучения их звезд. Гораздо труднее измерить расстояние до этих галактик. Для этого астрономам нужна т. н.

стандартная свеча — объект с заведомо известной исходной светимостью.

Сравнив энергию доходящего до нас излучения с исходной энергией, испускаемой таким объектом в пространство по всем направлениям и рассеивающейся в нем, мы можем оценить расстояние до него.

В 1990-е годы астрофизикам удалось наконец найти подходящую стандартную свечу — на эту роль идеально подошли сверхновые типа Ia (см. Космический треугольник). Использование этого метода дало, мягко выражаясь, озадачивающие результаты.

Расширение Вселенной не просто не замедляется со временем — оно ускоряется! Судя по всему, имеется какая-то неизвестная нам сила, которая буквально растаскивает Вселенную на куски, — какая-то, по сути, антигравитация, причем настолько сильная, что она побеждает силу тяжести, и под ее воздействием галактики разлетаются с неуклонно возрастающей скоростью. И, стоило астрофизикам осознать этот факт, как им пришлось срочно реабилитировать опальную космологическую постоянную Λ. Вся космологическая теория была еще раз поставлена с ног на голову, и теперь физики-теоретики бьются над тем, как вернуть «грубейшую ошибку» Эйнштейна на законное место в своих теориях. Другой вопрос, навсегда ли космологическая постоянная возвращается в теоретическую физику.

См. также:

Источник: https://elementy.ru/trefil/21076/Kosmologicheskaya_postoyannaya

Составление ОТО

В период с 1915-й по 1916-й год А.Эйнштейн опубликовал свою величайшую работу, наиболее успешную теорию гравитации, ставшей фундаментом для космологии, применяемую и по сей день, в том числе Международным астрономическим союзом – общую теорию относительности (ОТО). В рамках этой теории А.

Эйнштейн вывел уравнение, которое связывает кривизну пространства-времени с материей, веществом, заполняющим рассматриваемую искривленную область. Как и большинство физиков-теоретиков, великий ученый стремился свести свое уравнение к максимально простому виду, что собственно у него успешно получилось.

Работая над ОТО, А.Эйнштейн заметил один недостаток – согласно его уравнениям Вселенная должна либо расширяться либо сжиматься, что противоречило астрономическим наблюдениям и представлениям о Вселенной того времени.

По этой причине им был введен дополнительный множитель, безразмерная константа, задача которой состояла в том, чтобы противостоять силам тяготения, гравитации, то бишь действовать в обратном направлении. Таким образом, А.Эйнштейн смог получить решение для статической и неизменной Вселенной.

Значение же космологической постоянной, иначе Лямбда-члена (в силу обозначения константы греческой буквой Лямбда), предполагалось достаточно мизерным, чтобы не замечать его проявление в природе.

Черная дыра — еще одно открытие Теории относительности

Модель Фридмана и несостоятельность Лямбда-члена

В 1922-м году выдающийся советский физик Александр Фридман опубликовал свою научную работу, в которой описывалась нестационарная модель Вселенной.

Основываясь на уравнениях ОТО, Фридман вывел несколько уравнений, которые в зависимости от принимаемых параметров прогнозируют несколько сценариев эволюции Вселенной.

В случае со значением космологической постоянной существует три варианта, каждый из которых не предусматривает стационарную Вселенную:

  • Λ < 0 – в таком случае имеют место лишь силы притяжения. По этой причине в некоторый момент Вселенная начнет сжиматься.
  • Λ > 0 – Вселенная постепенно расширяется, при этом скорость самого расширения возрастает.
  • Λ = 0 – эволюция Вселенной зависит от изначального значения плотности вещества. Отсюда также вытекает три варианта развития событий: торможение расширения и последующее обращение в сжатие, монотонное расширение с мизерным уменьшением скорости либо вовсе бесконечное.

Сценарии эволюции Вселенной по Фридману

Так или иначе, первое время космологическая модель Фридмана была раскритикована А.Эйнштейном, так как в случае с эволюционирующей Вселенной космологическая константа могла бы без последствий быть изъята из уравнений ОТО.

Спустя несколько лет, в 1927-м году бельгийский астроном Жорж Леметр, наблюдая за галактиками различной удаленности, определил, что Вселенная расширяется.

Еще позже, в 1929-м году американский астрофизик Эдвин Хаббл сформулировал свой одноименный закон, описывающий расширение Вселенной, которое также смог определить по красному смещению в спектре галактик. В результате упомянутых открытий А.Эйнштейн был вынужден принять модель Вселенной Фридмана.

С того времени Лямбда-член в уравнениях ОТО в масштабах космологии не учитывался, а в других областях не делал заметный вклад в уравнения, а потому вводился лишь в связи с эстетическими взглядами самих ученых.

Ускоренное расширение и возвращение Лямбда-члена

В 1998-м году две независимые группы ученых, ведущие наблюдение за сверхновыми в других галактиках, обнаружили, что расстояние до этих звезд значительно больше прогнозируемого законом Хаббла. Из этого последовал вывод о том, что Вселенная расширяется с ростом скорости, то бишь ускоренно.

Ранее считалось, что в силу наличия материи и гравитации расширение Вселенной замедляет свой темп (Λ = 0). Вскоре после других наблюдений, приведших к аналогичному выводу, ученые убедились в том, что существует некая неизвестная ранее энергия, действующая в противовес гравитации.

Последнюю прозвали «темной энергией».

Ускоренное расширение Вселенной. График роста расстояний

Чтобы данное открытие согласовывалось с ОТО ученые вновь вернули Лямбда-член в уравнения Эйнштейна, при этом указав ее значение как положительное. Таким образом, темная энергия плотно связана с космологической константой.

Дальнейшие попытки описать природу темной энергии привели физиков к тому, что Лямбда-член не просто дополнительный множитель, введенный в уравнения ОТО для состыковки теоретической конструкции с наблюдениями.

Наиболее простое объяснение темной энергии указывает на то, что любой объем пространства имеет некую присущую ему энергию, называемую «энергией чистого вакуума», а космологическая постоянная выступает в роли плотности этой энергии.

Таким образом, Альберт Эйнштейн, некогда называвший Лямбда-член «величайшей ошибкой» за всю его научную деятельность, косвенно предсказал наличие энергии, приводящей к ускоренному расширению Вселенной.

Также следует упомянуть, что как выяснилось учеными после жизни Эйнштейна, космологическая постоянная давала возможность существовать Вселенной в стабильном состоянии, лишь некоторое время при определенных условиях. И при первом же незначительном изменении в условиях начался бы либо процесс сжатия, либо процесс расширения Вселенной.

Наглядная модель расширения Вселенной со времен Большого Взрыва

Космологическая константа сегодня

Наибольший вклад в науку космологическая постоянная делает в области квантовой физики и космологии. Так на основании космологической модели Фридмана сформировалась современная модель Вселенной, под названием Лямбда-CDM, где космологическая постоянная является неотъемлемой частью теоретической конструкции и описывает свойства темной энергии.

Однако, несмотря на свой вклад, точное значение космологической константы остается под вопросом. Данная проблема даже имеет устоявшееся выражение в физике – «проблема космологической постоянной».

Она состоит в том, что значение Лямбда-члена получается теоретически предсказать при помощи квантовой физики, но это значение будет немыслимо большим. При такой космологической константе энергия вакуума привела бы Вселенную к столь быстрому расширению, что не смогли бы сформироваться даже структуры вроде галактик.

Для формирования последних значение Лямбда-члена должно быть как минимум на 120 порядков меньше (то есть в 10120 раз).

Еще большую путаницу вносит относительно низкое значение космологической постоянной, получаемое при изучении эффекта разлета галактик. Одним из решений данной проблемы является предположение о том, что кроме энергии вакуума в космологическую постоянную вносит вклад еще какое-то неизученное слагаемое, некая неизвестная величина.

Источник: https://SpaceGid.com/kosmologicheskaya-postoyannaya.html

Космологическая постоянная: понятие, определение, формула расчета и проблемы

Космологическая постоянная как физическая гипотеза

В начале 20 века молодой ученый по имени Альберт Эйнштейн рассматривал свойства света и массы и то, как они связаны друг с другом. Результатом его размышлений стала теория относительности.

Его работы изменили современную физику и астрономию так, как это ощущается до сих пор. Каждый студент изучает свое знаменитое уравнение E = MC2, чтобы понять, как связана между собой масса и энергия.

Это один из фундаментальных фактов существования космоса.

Что такое космологическая постоянная?

Как бы ни были глубоки уравнения Эйнштейна для общей теории относительности, они представляли проблему.

Он стремился объяснить, как масса и свет существуют во Вселенной, как их взаимодействие может привести к статической (то есть не расширяющейся) Вселенной.

К сожалению, его уравнения предсказывали, что она либо сжимается, либо расширяется, и это будет происходить вечно, но, в конце концов, достигнет точки, когда начнет сокращаться.

Это не казалось ему правильным, поэтому Эйнштейну нужно было объяснить способ удержать гравитацию, чтобы объяснить статическую вселенную. В конце концов, большинство физиков и астрономов его времени просто предполагало, что это так и есть.

Итак, Эйнштейн изобрел фактор Фаджа, называемый «космологической постоянной», который придал уравнениям порядок и привел к не расширяющейся и не сжимающейся Вселенной. Он придумал знак «лямбда» (греческая буква), обозначающий плотность энергии в вакууме пространства.

Она управляет расширением, а ее нехватка останавливает этот процесс. Теперь нужен был фактор, чтобы объяснить космологическую теорию.

Первую версию общей теории относительности (ОТО) Альберт Эйнштейн представил публике 25 ноября 1915 года. В оригинале уравнения Эйнштейна выглядели вот так:

В современном мире космологическая постоянная равна:

Это уравнение описывает теорию относительности. Также константу еще называют лямбда-член.

Галактики и расширяющаяся Вселенная

Космологическая константа не исправила все так, как он ожидал. На самом деле, это сработало, но лишь на некоторое время. Проблема космологической постоянной не была решена.

Это продолжалось до тех пор, пока другой молодой ученый, Эдвин Хаббл, не сделал глубокое наблюдение переменных звезд в далеких галактиках. Их мерцание показало расстояния до этих космических структур и многое иное.

Работа Хаббла продемонстрировала не только то, что Вселенная включала в себя множество других галактик, но, как оказалось, она расширялась, и теперь мы знаем, что скорость этого процесса изменяется с течением времени.

Это в значительной степени уменьшило космологическую константу Эйнштейна до нуля, и великому ученому пришлось пересмотреть свои предположения. Исследователи не отказались от нее полностью.

Однако позднее Эйнштейн назвал добавление своей постоянной к общей теории относительности величайшей ошибкой в своей жизни. Но так ли это?

Новая космологическая константа

В 1998 году команда ученых, работающих с космическим телескопом Хаббла, изучая далекие сверхновые, заметила нечто совершенно неожиданное: расширение Вселенной ускоряется. Более того, темпы процесса не такие, как они ожидали, и в прошлом были другими.

Учитывая, что Вселенная заполнена массой, кажется логичным, что расширение должно замедляться, даже если бы оно было таким незначительным. Таким образом, это открытие, казалось, противоречило тому, что предсказывали уравнения и космологическая постоянная Эйнштейна. Астрономы не понимали, как объяснить очевидное ускорение расширения. Почему, как это происходит?

Ответы на вопросы

Чтобы объяснить ускорение и космологические представления об этом, ученые вернулись к идее первоначальной теории.

Их последние предположения не исключают существование того, что называется темной энергией. Это то, что нельзя увидеть или почувствовать, но его последствия можно измерить. Это то же самое, что и темная материя: ее воздействие можно определить по тому, как она влияет на свет и видимую материю.

Астрономы, возможно, еще не знают, что такое эта темная энергия. Однако они знают, что она влияет на расширение Вселенной. Чтобы понять эти процессы, необходимо больше времени на наблюдения и анализ.

Может быть, космологическая теория не такая уж плохая идея? В конце концов, ее можно объяснить, если предположить, что темная энергия все-таки существует.

По-видимому, это так и ученым требуется искать дальнейшие объяснения.

Что было в начале?

Первоначальная космологическая модель Эйнштейна была статической однородной моделью со сферической геометрией.

Гравитационный эффект материи вызывал ускорение в этой структуре, которого Эйнштейн не мог объяснить, так как в то время не было известно, что Вселенная расширяется. Поэтому ученый ввел космологическую постоянную в свои уравнения общей теории относительности.

Эта постоянная применяется, чтобы противодействовать гравитационному притяжению материи, и поэтому она была описана как антигравитационный эффект.

Омега Лямбда

Вместо самой космологической постоянной исследователи часто ссылаются на соотношение между плотностью энергии, обусловленной ею, и критической плотностью Вселенной. Это значение обычно обозначается так: ΩΛ. В плоской Вселенной ΩΛ соответствует доле плотности ее энергии, что также объясняется космологической постоянной.

Отметим, что это определение связано с критической плотностью нынешней эпохи. Она изменяется с течением времени, но плотность энергии, обусловленная космологической постоянной, остается неизменной на протяжении всей истории Вселенной.

Рассмотрим далее, как развивают эту теорию современные ученые.

Космологическое доказательство

Нынешнее изучение ускоряющейся Вселенной теперь очень активно проводится, с множеством различных экспериментов, охватывающих совершенно разные временные шкалы, масштабы длины и физические процессы. Создана космологическая модель CDM, в которой Вселенная плоская и имеет такие характеристики:

  • плотность энергии, составляющую около 4% барионной материи;
  • 23% темной материи;
  • 73% космологической постоянной.

Критическим результатом наблюдений, который привел космологическую константу к ее современной значимости, стало открытие, что далекие сверхновые типа Ia (0

Источник: https://FB.ru/article/466318/kosmologicheskaya-postoyannaya-ponyatie-opredelenie-formula-rascheta-i-problemyi

Почему постоянна космологическая постоянная

Космологическая постоянная как физическая гипотеза

Космологическая постоянная — это плотность энергии вакуума, благодаря которой он расширяется и раздвигает скопления галактик. Вакуум постоянно увеличивается в объёме, но его плотность при этом не падает, как у обычных сред, а остаётся постоянной.

Поэтому его неубывающую постоянную плотность называют тёмной энергией — энергией неизвестной природы. Космологическая постоянная, выражающая антигравитационную силу пространства, была впервые введена Эйнштейном для противодействия гравитации и объяснения статичности Вселенной.

Но потом была им отвергнута из-за открытия расширения Вселенной, которое в то время понималось как следствие разлёта материи по инерции от Большого взрыва. Вновь её ввели после открытия ускоряющегося расширения Вселенной, вызывать которое инерция не может.

Под расширением Вселенной теперь понимается не только расширение её видимой нами части — объёма Хаббла, но вообще всей нашей Вселенной. Она гораздо больше нашего объёма Хаббла, и их центры не совпадают.

На это указывает открытие в нашем объёме «тёмного потока» — общего направления в космологическом движении всех его скоплений галактик. Его имеет любой условно выделенный объём во Вселенной, кроме центрального. Расширяясь вместе с ней, он удаляется от её центра.

Такое представление о Вселенной позволяет объяснить постоянство плотности расширяющегося вакуума одновременным действием двух причин. Первая: вакуум повсеместно увеличивает свою плотность из дополнительного пятого измерения пространства. Вторая: весь прирост его плотности тут же преобразуется в его расширение — в свободное увеличение его объёма во внешней менее плотной и более обширной среде. Эту внешнюю среду можно считать истинно вечной и бесконечной и называть сверхпространством. И сразу заселить её множеством вселенных, подобных нашей, чтобы избежать нового проявления геоцентризма. Сверхпространство создаёт некоторое сопротивление свободному расширению каждой вселенной и этим задаёт остаточную величину плотности её вакуума — величину космологической постоянной. Точно такая же по смыслу постоянная имеется в двумерной модели расширяющегося вакуума — в плёнке водорослей ряски. Водоросли в ней размножаются, уплотняют плёнку и побуждают её к расширению на поверхности пруда. Плёнка расширяется свободно, поэтому её плотность сохраняется постоянной. Но если она упрётся в берега или в соседние плёнки, расширяющиеся ей навстречу, то её плотность начнёт расти. Обратим внимание, что двумерная плёнка пополняется новыми упругими элементами за счёт дополнительного вертикального к ней измерения. Ведь она — часть трёхмерного мира (если не считать четвёртым временное измерение). Новые водоросли рождаются на краях листьев родительских растений из молекул воздушной среды над ними и молекул водной среды под ними. Это вертикальное измерение не ощутимо для условных двумерных обитателей расширяющейся плёнки. Так же не ощутимо для нас пятое дополнительное измерение (уже с учётом 4-го временного измерения). Наш четырёхмерный мир тоже является частью пятимерного мира — сверхпространства. Чтобы понять, что в нём рождается для уплотнения вакуума нашей Вселенной, надо разобраться, что в нём родится из множества свободно расширяющихся вселенных. Понятно, что эти вселенные однажды соприкоснутся и перейдут во взаимно сжатое состояние. Не все сразу, а начиная от какого-то случайного центра. Плотность их сред, непрерывно пополняемая из пятого измерения, начнёт расти. Но они не смогут тут же увеличивать свой объём, поскольку на них будут давить всё новые и новые вселенные, сливающиеся с ними в гигантскую среду взаимно сжатых вселенных. Так будет продолжаться до тех пор, пока их плотность не превысит критическую, и не начнётся… Большой взрыв образованного из них пространства макровселенной. Таким путём в вечном и бесконечном сверхпространстве образуется не одна, а множество макровселенных. Их расширение породит ещё более масштабные вселенные, и так — без конца. Соответственно пространство вселенных нашего масштаба образовалось из взаимно сжатых микровселенных. А пространство последних — из вселенных ещё меньшего масштаба, и так — без конца. В существовании связанных друг с другом бесчисленных масштабов бесчисленных вселенных и заключается физическая сущность пятого измерения. Из него в нашем пространстве повсеместно рождаются новые микровселенные, которые его уплотняют. Их удобнее называть эфиронами — взаимно сжатыми элементами эфира. Они отличаются от эфиронов Лесажа, но и пузырьками «вакуумной пены» или квантами пространства тоже не являются. Это конкретные, а не абстрактные элементы среды. Вообще пора переходить от термина «вакуум», который полностью утратил свой изначальный смысл, к термину «эфир». Пустота не имеет ни свойств, ни строения, это всё характеристики среды, а у неё есть своё историческое название. Из того факта, что Майкельсон не нашёл эфирный ветер в горизонтальной плоскости, вовсе не следует отсутствие эфира.

Без этого понятия и без пятого измерения не объяснить природу гравитации. И, значит, не понять причину расхождения на 120 порядков значений космологической постоянной, находимых с помощью квантовой физики и теории относительности. Для начала неплохо понять, почему её значение постоянно — из-за постоянного уплотнения эфира новыми эфиронами и его свободного расширения в сверхпространстве.

Источник: https://habr.com/post/372415/

Booksm
Добавить комментарий