Космологическая постоянная
Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Космологи́ческая постоя́нная - физическая постоянная, характеризующая свойства вакуума, которая вводится в общей теории относительности. С учетом космологической постоянной уравнения Эйнштейна имеют вид
где Λ - космологическая постоянная, gab - метрический тензор, Rab - тензор Риччи, R - скалярная кривизна, Tab - тензор энергии-импульса, c - скорость света, G - гравитационная постоянная Ньютона.
Космологическая постоянная была введена Эйнштейном для того, чтобы уравнение допускало 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 10−29г/см3) позволяет пренебрегать эффектами, связанными с её наличием, вплоть до масштабов скопления галактик, то есть практически в любой рассматриваемой области, кроме космологии.
В космологии, однако, наличие космологической постоянной может существенно изменять некоторые этапы эволюции наиболее распространенных космологических моделей. В частности, космологические модели с космологической постоянной предлагалось использовать для объяснения некоторых свойств распределения квазаров.
Член Λgab можно включить в тензор энергии-импульса и рассматривать как тензор энергии импульса вакуума. Этот член инвариантен по отношению к преобразованиям локальной группы Лоренца, что соответствует принципу лоренц-инвариантности вакуума в квантовой теории поля. С другой стороны, Λgab можно рассматривать как тензор энергии-импульса статического космологического скалярного поля. Сейчас активно развиваются оба подхода.
