Tekst źródłowy strony Stała kosmologiczna

{{dopracować|wikizacja|przypisy=2017-09}}
'''Stała kosmologiczna''' (zazwyczaj oznaczana wielką literą [[lambda]] – '''Λ''') – [[Stałe fizyczne|stała]] zaproponowana przez [[Albert Einstein|Alberta Einsteina]] jako modyfikacja do jego własnej [[ogólna teoria względności|ogólnej teorii względności]] mająca pomóc w wyjaśnieniu [[model kosmologiczny|modelu kosmologicznego Wszechświata]] znanego jako [[statyczny model Wszechświata]]<ref>{{Encyklopedia PWN |tytuł = Kosmologiczna stała |id = 3926159 |data dostępu = 2021-07-30}}</ref>. Stała kosmologiczna Einsteina jest niezależna od [[czas]]u i [[Przestrzeń (fizyka)|przestrzeni]]. Odkrycie w 1929 [[Prawo Hubble’a-Lemaître’a|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 [[Kwantowanie (fizyka)|kwantowania]] [[pole grawitacyjne|pola grawitacyjnego]]. [[Energia punktu zerowego|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 [[skala Plancka|skali Plancka]] przekracza o kilkadziesiąt [[rząd wielkości|rzędów wielkości]] wielkość akceptowalną z punktu widzenia kosmologii, a w szczególności obserwowanych rozmiarów Wszechświata{{r|Weinberg1989}}.

Od lat 90. o stałej kosmologicznej mówi się z powodu obserwacji dalekich [[supernowa|supernowych]], z których wynika, że Wszechświat rozszerza się coraz szybciej zamiast coraz wolniej. Można to wyjaśnić zakładając, że gęstość energii-materii jest zdominowana przez [[ciemna energia|ciemną energię]] lub właśnie stałą kosmologiczną. Ponadto okazało się, że wiek Wszechświata oszacowany na podstawie obserwacji najstarszych [[gromada kulista|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 [[Prawo Hubble’a-Lemaître’a#Stała Hubble'a|stałej Hubble’a]] około 70 km/s/Mpc.

[[Równanie pola]] ma następująca postać:
:: <math>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},</math>

gdzie:
: <math>R_{\mu\nu}</math> – [[Ogólna teoria względności#Równania teorii|tensor krzywizny Ricciego]],
: <math>R</math> – [[Ogólna teoria względności#Równania teorii|skalar krzywizny Ricciego]],
: <math>g_{\mu\nu}</math> – [[tensor metryczny]],
: <math>\Lambda</math> – stała kosmologiczna,
: <math>T_{\mu\nu}</math> – [[Tensor napięć-energii|tensor energii-pędu]],
: <math>\pi</math> – [[pi|liczba pi]],
: <math>c</math> – [[prędkość światła]] w próżni,
: <math>G</math> – [[stała grawitacji]].

Wyraz ze stałą kosmologiczną można przenieść na drugą stronę [[równanie Einsteina|równania Einsteina]] i zinterpretować jako [[Tensor napięć-energii|tensor energii-pędu]]
:: <math>T_{\mu\nu} = \frac{\Lambda}{\kappa}g_{\mu\nu} = \epsilon g_{\mu\nu}.</math>

Stała kosmologiczna odpowiada materii, której ciśnienie <math>P=-\rho</math> jest ujemne. [[Równanie stanu (kosmologia)|Równanie stanu]] można zapisać jako
:: <math>P=\omega \rho</math>

z <math>\omega=-1.</math>

Człon <math>\Lambda</math> podobnie jak skalar krzywizny przestrzeni, ma wymiar odwrotności [[powierzchnia|powierzchni]] [m<sup>−2</sup>]<ref>{{Cytuj stronę |url = http://www.fizjks.strony.ug.edu.pl/kosmologia/lambda/lambda.html |tytuł = ''Problem stałej kosmologicznej, fatalna czy genialna pomyłka Einsteina?'' |archiwum = https://web.archive.org/web/20141029122951/http://www.fizjks.strony.ug.edu.pl/kosmologia/lambda/lambda.html |zarchiwizowano = 2014-10-29 |data dostępu = 2014-10-29}}</ref>.

Przyjmuje się, że stała kosmologiczna jest bardzo bliska zera <math>{}\,\Lambda = 3\, \left( \frac{H_0}{c} \right)^2 \Omega_\Lambda = 1{,}4657 \times 10^{-52}\ \text{m}^{-2}</math> gdzie ''H''<sub>0</sub> jest stałą Hubble'a, <math>\Omega_\Lambda</math> [[pomiary odległości (kosmologia)|gęstością ciemnej energii]].

Analogicznie do stalej grawitacyjnej <math>G</math><ref>{{cytuj pismo |autor = Kalinski, M |tytuł = QED-Like Simple High Order Perturbative Relation between the Gravitational Constant G and the Planck Constant h |url = https://www.scirp.org/journal/paperinformation.aspx?paperid=108615 |czasopismo = Journal of High Energy Physics, Gravitation and Cosmology |rok = 2021 |wolumin = 7 |strony = 595 |wydanie = 2 |doi = 10.4236/jhepgc.2021.72034}}</ref>obecnie mierzoną wartość stałej kosmologicznej można zwięźle wyrazić względem silnej stałej kosmologicznej<ref>{{cytuj pismo |autor = Tarkowski, W |tytuł = A Toy Model of the five-dimensional universe with the cosmological constant|url = https://www.worldscientific.com/doi/abs/10.1142/S0217751X04019366 |czasopismo = International Journal of Modern Physics A |rok = 2004 |wolumin = 19 |strony = 5031 |wydanie = 29|bibcode= 2004IJMPA..19.5051T}|doi= 10.1142/S0217751X04019366}}</ref> <math>\Lambda_S =\frac{c^3}{\hbar G}=3{,}82807 \cdot 10^{69} \operatorname\frac{1}{m^2}</math> uzyskanej jako przeciwwaga zapaści czasoprzestrzeni z powodu przyciągającego samooddziaływania grawitacyjnego gęstości [[Energia_punktu_zerowego|energii zerowej]] wszystkich pól i cząstek Wszechświata równoważnej ze [[Równoważność_masy_i_energii|wzoru Einsteina]] gęstosci masy grawitacyjnej w <math>57</math> potędze [[Stała_struktury_subtelnej|stałej struktury subtelnej]] jako:

: <math>\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}.</math>

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

Stała kosmologiczna jest często uznawana za szczególny przypadek [[Kwintesencja (fizyka)|kwintesencji]], z równaniem stanu w którym <math>\omega=-1.</math>
Z kolei z równań Einsteina wynika, iż aby uzyskać efekt przyspieszonej ekspansji, musi pojawić się <math>\omega<-1/3.</math> W ogólności, współczynnik w równaniu stanu nie musi być stały w czasie i może zależeć od [[przesunięcie ku czerwieni|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{{r|Kamen2001}}.

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 [[Wiek Wszechświata|wiekiem wszechświata]]<ref>Solà, Joan, Adrià Gómez-Valent, and Javier de Cruz Pérez, ''Vacuum dynamics in the Universe versus a rigid Λ= const'', „International Journal of Modern Physics A” 32.19n20 (2017): 1730014.</ref><ref>Zhao, Gong-Bo, et al., ''Dynamical dark energy in light of the latest observations'', „Nature Astronomy” (2017).</ref>.

== Zobacz też ==
* [[kosmologia obserwacyjna]]
* [[model kosmologiczny]]
* [[równanie Einsteina]]

== Przypisy ==
<references>
<ref name="Kamen2001">{{Cytuj pismo |autor = Alexander Kamenshchika, Ugo Moschellac, Vincent Pasquier |tytuł = An alternative to quintessence |czasopismo = Physics Letters B |wydanie = 2–4 |wolumin = 511 |strony = 265–268 |język = en |data = 2001-07-05 |doi = 10.1016/S0370-2693(01)00571-8}}</ref>
<ref name="Weinberg1989">{{Cytuj pismo |nazwisko = Weinberg |imię = Steven |tytuł = The cosmological constant problem |czasopismo = Reviews of Modern Physics |wydanie = 1 |wolumin = 61 |język = en |data = 1989-01-01 |doi = 10.1103/RevModPhys.61.1}}</ref>
</references>

== Linki zewnętrzne ==
* [http://www.iwiedza.net/materialy/astr_m025.html ''Jak definiujemy stałą Hubble’a. Co to jest „stała kosmologiczna”'']
* {{Cytuj stronę |url = http://hipoteza.republika.pl/dark_reaktion1.html |tytuł = ''Ciemna materia a odpychanie kosmiczne'' |opublikowany = hipoteza.republika.pl |archiwum = https://web.archive.org/web/20130725233849/http://hipoteza.republika.pl/dark_reaktion1.html |zarchiwizowano = 2013-07-25}}
* [https://www.kul.pl/files/57/working_papers/szydlowski_tambor_2007.pdf ''Albert Einstein i stała kosmologiczna'']
* [http://bazhum.muzhp.pl/media//files/Kwartalnik_Historii_Nauki_i_Techniki/Kwartalnik_Historii_Nauki_i_Techniki-r2005-t50-n3_4/Kwartalnik_Historii_Nauki_i_Techniki-r2005-t50-n3_4-s239-252/Kwartalnik_Historii_Nauki_i_Techniki-r2005-t50-n3_4-s239-252.pdf ''Dzieje stałej kosmologicznej'']

{{Kosmologia fizyczna}}
{{Fizyka poza modelem standardowym}}

{{Kontrola autorytatywna}}

[[Kategoria:Kosmologia fizyczna]]
[[Kategoria:Fizyka poza modelem standardowym]]
[[Kategoria:Hipotezy astronomiczne]]