WikiSort.ru - Космос

Пробле́ма космологи́ческой постоя́нной — закрепившееся в современной астрофизике выражение, означающее грубую ошибку, которую дают предсказания значения космологической постоянной посредством применения двух фундаментальных физических теорий: общей теории относительности (ОТО) и квантовой физики. Предсказанная величина получается больше экспериментально измеренной на 120 порядков — «наихудшее предсказание, когда-либо сделанное научной теорией», по словам Ли Смолина^[1].

Космологическая постоянная и физический вакуум

Физический вакуум, низшее энергетическое состояние квантованного поля, согласно предсказаниям квантовой теории поля, имеет некоторую плотность энергии, которая может быть отлична от нуля (так называемая нулевая энергия). В силу так называемой перенормировки вероятности процессов не зависят от нулевой энергии, так что в рамках КТП нулевая энергия остаётся неизмеримой.

В уравнения ОТО также входит величина, известная как космологическая постоянная или лямбда-член — физическая постоянная, характеризующая свойства вакуума:

${\displaystyle \Lambda =8\pi G{\frac {w}{c^{4}}}}$ , где ${\displaystyle w}$  — плотность энергии вакуума.

Эта величина может быть экспериментально измерена благодаря своему влиянию на метрику (кривизну) пространства в целом.

Экспериментальное значение

Космологическая постоянная ${\displaystyle \Lambda }$ может быть измерена благодаря своему влиянию на процесс разбегания галактик. Эти измерения были проделаны в 1998 году двумя группами астрономов, изучавших сверхновые звёзды (см. тёмная энергия), и было получено очень малое значение для космологической постоянной: ${\displaystyle \Lambda \sim 10^{-53}}$ м^–2. Искажения Вселенной становятся ощутимы лишь при масштабах, сравнимых с размером наблюдаемой части Вселенной, ${\displaystyle \Lambda ^{-1/2}=3\cdot 10^{26}}$ м. За эти измерения Сол Перлмуттер, Брайан П. Шмидт и Адам Рисс получили Нобелевскую премию по физике за 2011 год.

Предсказание

Даже одно-единственное квантовое поле, например, электрон-позитронное, согласно КТП, создаёт в вакууме «нулевую» плотность энергии порядка ${\displaystyle w\sim m_{e}\left(m_{e}{\frac {c}{\hbar }}\right)^{3}c^{2}}$ , что уже само по себе даёт значение космологической постоянной ${\displaystyle \Lambda \sim 3\cdot 10^{-17}}$ м^–2, завышенное на много порядков. Более аккуратная оценка «нулевой» энергии методами КТП по порядку величины приближается к планковской плотности (масса и энергия связаны уравнением Эйнштейна), что ещё дальше от действительности.

Примечания

Литература

• Космологическая постоянная (неопр.). Проверено 10 августа 2012. Архивировано 10 августа 2012 года.
• С. Вайнберг. «ПРОБЛЕМА КОСМОЛОГИЧЕСКОЙ ПОСТОЯННОЙ» (Лекции имени Мориса Леба по физике в Гарвардском университете 2, 3, 5 и 10 мая 1988 года) = Weinberg C. S. The cosmological constant problem (Moris Loeb lectures in physics, Harvard University. May 2, 3, 5, and 10, 1988): UTTG-12-88-Перевод M. Б. Волошина.-Опубликовано: //Rev. Mod. Phys. 1989. V. 61. P. 1-23. // Успехи физических наук. — 1989. — Т. 158, вып. 8. — С. 639–678. — DOI:10.3367/UFNr.0158.198908d.0639. Архивировано 10 августа 2012 года.