Stała kosmologiczna

Ten artykuł należy dopracować:

od 2017-09 → dodać przypisy do treści niemających odnośników do źródeł,
→ sformatować tekst (pomoc: podział na sekcje, tabele, wzory).
Dokładniejsze informacje o tym, co należy poprawić, być może znajdują się w dyskusji tego artykułu.
Po wyeliminowaniu niedoskonałości należy usunąć szablon {{Dopracować}} z tego artykułu.

Stała kosmologiczna (zazwyczaj oznaczana wielką literą lambda – Λ) – stała zaproponowana przez Alberta Einsteina jako modyfikacja do jego własnej ogólnej teorii względności mająca pomóc w wyjaśnieniu modelu kosmologicznego Wszechświata znanego jako statyczny model Wszechświata^[1]. Stała kosmologiczna Einsteina jest niezależna od czasu i przestrzeni. Odkrycie w 1929 prawa Hubble’a, potwierdzające rozszerzanie się Wszechświata, kwestionowało wprowadzenie tej stałej. Również w samej konstrukcji teorii względności taki dodatek był sztuczny. Sam Einstein wprowadzenie tej stałej nazwał największą pomyłką swojego życia.

O koncepcji stałej kosmologicznej przypomniano sobie podczas prób kwantowania pola grawitacyjnego. Energia próżni, zakrzywiająca przestrzeń, zachowuje się analogicznie do stałej kosmologicznej: ciśnienie jest równe minus gęstości energii. Jednakże na gruncie obecnej teorii cząstek elementarnych, wartość energii próżni oszacowana na podstawie skali Plancka przekracza o kilkadziesiąt rzędów wielkości wielkość akceptowalną z punktu widzenia kosmologii, a w szczególności obserwowanych rozmiarów Wszechświata^[2].

Od lat 90. o stałej kosmologicznej mówi się z powodu obserwacji dalekich supernowych, z których wynika, że Wszechświat rozszerza się coraz szybciej zamiast coraz wolniej. Można to wyjaśnić zakładając, że gęstość energii-materii jest zdominowana przez ciemną energię lub właśnie stałą kosmologiczną. Ponadto okazało się, że wiek Wszechświata oszacowany na podstawie obserwacji najstarszych gromad kulistych, powinien wynosić ponad 13 miliardów lat. W modelu Einsteina – de Sittera (bez stałej kosmologicznej) byłby on za mały w porównaniu z obserwacjami, przy założeniu stałej Hubble’a około 70 km/s/Mpc.

Równanie pola ma następująca postać:

${\displaystyle R_{\mu \nu }-{\frac {1}{2}}g_{\mu \nu }R+\Lambda g_{\mu \nu }=-8\pi {\frac {G}{c^{4}}}T_{\mu \nu }=-\kappa T_{\mu \nu },}$

gdzie:

${\displaystyle R_{\mu \nu }}$ – tensor krzywizny Ricciego,

${\displaystyle R}$ – skalar krzywizny Ricciego,

${\displaystyle g_{\mu \nu }}$ – tensor metryczny,

${\displaystyle \Lambda }$ – stała kosmologiczna,

${\displaystyle T_{\mu \nu }}$ – tensor energii-pędu,

${\displaystyle \pi }$ – liczba pi,

${\displaystyle c}$ – prędkość światła w próżni,

${\displaystyle G}$ – stała grawitacji.

Wyraz ze stałą kosmologiczną można przenieść na drugą stronę równania Einsteina i zinterpretować jako tensor energii-pędu

${\displaystyle T_{\mu \nu }={\frac {\Lambda }{\kappa }}g_{\mu \nu }=\epsilon g_{\mu \nu }.}$

Stała kosmologiczna odpowiada materii, której ciśnienie ${\displaystyle P=-\rho }$ jest ujemne. Równanie stanu można zapisać jako

${\displaystyle P=\omega \rho }$

z ${\displaystyle \omega =-1.}$

Człon ${\displaystyle \Lambda }$ podobnie jak skalar krzywizny przestrzeni, ma wymiar odwrotności powierzchni ^[3].

Przyjmuje się, że stała kosmologiczna jest bardzo bliska zera ${\displaystyle {}\,\Lambda =3\,\left({\frac {H_{0}}{c}}\right)^{2}\Omega _{\Lambda }=1{,}4657\times 10^{-52}\ {\text{m}}^{-2}}$ gdzie H₀ jest stałą Hubble'a, ${\displaystyle \Omega _{\Lambda }}$ gęstością ciemnej energii.

Analogicznie do stalej grawitacyjnej ${\displaystyle G}$^[4]obecnie mierzoną wartość stałej kosmologicznej można zwięźle wyrazić względem silnej stałej kosmologicznej^[5] ${\displaystyle \Lambda _{S}={\frac {c^{3}}{\hbar G}}=3{,}82807\cdot 10^{69}\operatorname {\frac {1}{m^{2}}} }$ uzyskanej jako przeciwwaga zapaści czasoprzestrzeni z powodu przyciągającego samooddziaływania grawitacyjnego gęstości energii zerowej wszystkich pól i cząstek Wszechświata równoważnej ze wzoru Einsteina gęstosci masy grawitacyjnej w ${\displaystyle 57}$ potędze stałej struktury subtelnej jako:

${\displaystyle \Lambda ={\frac {67{\sqrt {6}}}{68}}{\frac {c^{3}}{\hbar G}}\alpha ^{57}=2{,}41347\cdot {\frac {c^{3}}{\hbar G}}\alpha ^{57}=1{,}46570\cdot 10^{-52}\operatorname {\frac {1}{m^{2}}} .}$

Stała kosmologiczna o wartości dodatniej oznacza ujemne ciśnienie, a zatem przyspieszoną ekspansję próżni. Istnienie stałej kosmologicznej jest związane z ciemną energią (w XXI wieku określenie to jest coraz częściej używane w pracach kosmologów jako określenie neutralne) oraz z kosmiczną inflacją. Jako alternatywa dla energii próżni, rozważane jest pole skalarne występujące w roli ciemnej energii. Pole takie nazywane jest kwintesencją (wg Arystotelesa – piąty element przyrody).

Stała kosmologiczna jest często uznawana za szczególny przypadek kwintesencji, z równaniem stanu w którym ${\displaystyle \omega =-1.}$ Z kolei z równań Einsteina wynika, iż aby uzyskać efekt przyspieszonej ekspansji, musi pojawić się ${\displaystyle \omega <-1/3.}$ W ogólności, współczynnik w równaniu stanu nie musi być stały w czasie i może zależeć od przesunięcia ku czerwieni. Proponowane są różne modele potencjału pola skalarnego, szybko i wolnozmienne. Jednym z egzotycznych modeli jest tzw. gaz Czapłygina, w którym ciśnienie zależy od gęstości nieliniowo^[6].

Bezpośrednia rekonstrukcja postaci potencjału pola skalarnego na podstawie danych obserwacyjnych byłaby obecnie bardzo trudna, ponieważ dane dla najdalszych supernowych sięgają tylko do około z=1,5.

W 2017 roku kilka zespołów badawczych przedstawiło analizy danych obserwacyjnych, zgodnie z którymi wartość stałej kosmologicznej zwiększa się wraz z wiekiem wszechświata^[7][8].

• kosmologia obserwacyjna
• model kosmologiczny
• równanie Einsteina

• Jak definiujemy stałą Hubble’a. Co to jest „stała kosmologiczna”
• Ciemna materia a odpychanie kosmiczne. hipoteza.republika.pl. .
• Albert Einstein i stała kosmologiczna
• Dzieje stałej kosmologicznej