Kosmološka konstanta

Kosmološka konstanta (uobičajeno označena velikim grčkim slovom lambda: Λ) se javlja u Einsteinovoj općoj teoriji relativnosti. Mjerna jedinica je 1/sekunda². Konstanta je proporcionalna gustoći energije vakuuma ρ:

$\Lambda ={{8\pi G} \over {3c^{2}}}\rho$,

gdje su:

• π je pi
• G je gravitacijska konstanta
• c je brzina svjetlosti u vakuumu

Član može biti pozitivan, negativan ili nula. Predstavlja gustoću energije praznog prostora: može se smatrati "cijenom" postojanja prostora. Prema općoj teoriji relativnosti, kosmološka konstanta ima negativan pritisak. Iz toga slijedi da prazan prostor ima pozitivnu energiju, te da kosmološka konstanta uzrokuje ubrzano širenje praznog prostora.

Einstein je član s kosmološkom konstantom uveo u jednačine opće teorije relativnosti zbog nezadovoljstva činjenicom da njegove jednačine ne dopuštaju stacionaran svemir. Svemir koji je u početku u dinamičkoj ravnoteži, počinje se sažimati pod utjecajem gravitacije. Da bi uravnotežio sažimanje, Einstein je u jednačine dodao kosmološku konstantu. Međutim, nedugo nakon što je Einstein razvio svoju teoriju, opažanja Edwin Hubblea su ukazala na svemir koji nije u ravnoteži, već se širi. Čak štaviše, dodatak kosmološke konstante Einsteinovim jednačinama ne vodi k uravnotežnom svemiru, jer je ta ravnoteža nestabilna: ako se svemir malo širi, širenje oslobađa energiju, koja uzrokuje dodatno širenje. Analogno, svemir koji se malo sažima, nastaviti će se sažimati. Mala sažimanja su neizbježna zbog nepravilne raspodjele tvari u svemiru.

Einstein je napustio kosmološku konstantu i nazvao je svojom "najvećom pogreškom". Međutim, opažanja relacije između udaljenosti i crvenog pomaka objekata, načinjenih kasnih 1990-tih godina, ukazala su na ubrzano širenje svemira, te se kosmološka konstanta još uvijek proučava. Opažanja se mogu dobro objasniti ako se pretpostavi vrlo mala pozitivna kosmološka konstanta u Einsteinovim jednačinama. Moguća su i druga objašnjenja ubrzanog širenja svemira, kao kvintesencija, ali kosmološka konstanta je najekonomičnije rješenje. Trenutni standardni model kozmologije, tzv. Lambda-CDM model, uključuje kosmološku konstantu, čija je mjerena vrijednost reda veličine 10^-35s^-2, ili 10^-47GeV⁴, ili 10^-29g/cm³, ili oko 10^-123 u Planckovim jedinicama.

Veliki neriješeni problem fizike je da većina kvantnih teorija polja predviđa veliku vrijednost kosmološke konstante iz kvantnih fluktuacija vakuuma. Tu je vrijednost je potrebno gotovo, ali ne potpuno poništiti jednakim članom suprotnog predznaka. Neke supersimetrične teorije zahtjevaju kosmološku konstantu koja je identično jednaka nuli, što dodatno otežava problem. Ovo je poznati "problem kosmološke konstante", najgori problem "finog podešavanja" u fizici: ne postoji prirodan izvod u fizici elementarnih čestica za infinitezimalno malu vrijednost kosmološke konstante koja se opaža u kosmologiji. Neki fizičari, kao npr. Steven Weinberg, smatraju da je antropički princip najbolje objašnjenje za finu ravnotežu kvantnih fluktuacija vakuuma.

G. 't Hooft, L. Susskind i drugi su nedavno pokazali da pozitivna kosmološka konstanta ima iznenađujuće posljedice, kao što je konačna maksimalna entropija vidljivog svemira.

Također pogledajte

• Kvantna elektrodinamika

Vanjski linkovi

• e-škola fizike: "Tamna energija" Arhivirano 20. 7. 2006. na Wayback Machine