Космологи́ческая постоя́нная, иногда называемая лямбда-член (от названия греческой буквы Λ, используемой для её обозначения в уравнениях общей теории относительности) — физическая постоянная, характеризующая свойства вакуума, которая вводится в общей теории относительности. С учётом космологической постоянной уравнения Эйнштейна имеют вид
R
a
b
−
R
2
g
a
b
+
Λ
g
a
b
=
8
π
G
c
4
T
a
b
{\displaystyle R_{ab}-{R \over 2}g_{ab}+\Lambda g_{ab}={8\pi G \over c^{4}}T_{ab}}
где
Λ
{\displaystyle \Lambda }
— космологическая постоянная,
g
a
b
{\displaystyle g_{ab}}
— метрический тензор,
R
a
b
{\displaystyle R_{ab}}
— тензор Риччи,
R
{\displaystyle R}
— скалярная кривизна,
T
a
b
{\displaystyle T_{ab}}
— тензор энергии-импульса,
c
{\displaystyle c}
— скорость света,
G
{\displaystyle G}
— гравитационная постоянная Ньютона.
Космологическая постоянная была введена Эйнштейном для того, чтобы уравнения допускали пространственно однородное статическое решение. После построения теории эволюционирующей космологической модели Фридмана и получения подтверждающих её наблюдений, отсутствие такого решения у исходных уравнений Эйнштейна не рассматривается как недостаток теории.
До 1997 года достоверных указаний на отличие космологической постоянной от нуля не было, поэтому она рассматривалась в общей теории относительности как необязательная величина, наличие которой зависит от эстетических предпочтений автора. В любом случае её величина (меньше чем
10
−
29
{\displaystyle 10^{-29}}
г/см3) позволяет пренебрегать эффектами, связанными с её наличием, вплоть до масштабов скоплений галактик, то есть практически в любой рассматриваемой области, кроме космологии. В космологии, однако, наличие космологической постоянной может существенно изменять некоторые этапы эволюции наиболее распространённых космологических моделей. В частности, космологические модели с космологической постоянной предлагалось использовать для объяснения некоторых свойств распределения квазаров.
В 1998 году двумя группами астрономов, изучавших сверхновые звёзды, практически одновременно было объявлено об открытии ускорения расширения Вселенной (см. тёмная энергия), которое предполагает в простейшем случае объяснения ненулевую положительную космологическую постоянную. К настоящему времени эта теория хорошо подтверждена наблюдениями, в частности, со спутника WMAP. Величина Λ соответствует плотности энергии вакуума
5
,
98
⋅
10
−
10
{\displaystyle 5{,}98\cdot 10^{-10}}
Дж/м3.
Член
Λ
g
a
b
{\displaystyle \Lambda g_{ab}}
можно включить в тензор энергии-импульса и рассматривать как тензор энергии-импульса вакуума.
R
a
b
−
R
2
g
a
b
+
Λ
g
a
b
=
8
π
G
c
4
T
a
b
{\displaystyle R_{ab}-{R \over 2}g_{ab}+\Lambda g_{ab}={8\pi G \over c^{4}}T_{ab}}
где
Λ
{\displaystyle \Lambda }
— космологическая постоянная,
g
a
b
{\displaystyle g_{ab}}
— метрический тензор,
R
a
b
{\displaystyle R_{ab}}
— тензор Риччи,
R
{\displaystyle R}
— скалярная кривизна,
T
a
b
{\displaystyle T_{ab}}
— тензор энергии-импульса,
c
{\displaystyle c}
— скорость света,
G
{\displaystyle G}
— гравитационная постоянная Ньютона.
Космологическая постоянная была введена Эйнштейном для того, чтобы уравнения допускали пространственно однородное статическое решение. После построения теории эволюционирующей космологической модели Фридмана и получения подтверждающих её наблюдений, отсутствие такого решения у исходных уравнений Эйнштейна не рассматривается как недостаток теории.
До 1997 года достоверных указаний на отличие космологической постоянной от нуля не было, поэтому она рассматривалась в общей теории относительности как необязательная величина, наличие которой зависит от эстетических предпочтений автора. В любом случае её величина (меньше чем
10
−
29
{\displaystyle 10^{-29}}
г/см3) позволяет пренебрегать эффектами, связанными с её наличием, вплоть до масштабов скоплений галактик, то есть практически в любой рассматриваемой области, кроме космологии. В космологии, однако, наличие космологической постоянной может существенно изменять некоторые этапы эволюции наиболее распространённых космологических моделей. В частности, космологические модели с космологической постоянной предлагалось использовать для объяснения некоторых свойств распределения квазаров.
В 1998 году двумя группами астрономов, изучавших сверхновые звёзды, практически одновременно было объявлено об открытии ускорения расширения Вселенной (см. тёмная энергия), которое предполагает в простейшем случае объяснения ненулевую положительную космологическую постоянную. К настоящему времени эта теория хорошо подтверждена наблюдениями, в частности, со спутника WMAP. Величина Λ соответствует плотности энергии вакуума
5
,
98
⋅
10
−
10
{\displaystyle 5{,}98\cdot 10^{-10}}
Дж/м3.
Член
Λ
g
a
b
{\displaystyle \Lambda g_{ab}}
можно включить в тензор энергии-импульса и рассматривать как тензор энергии-импульса вакуума.
Источник: Wipedia.org