Космологическая постоянная

редактировать
Набросок временной шкалы Вселенной в модели ΛCDM. Ускоренное расширение в последней трети временной шкалы представляет эру с преобладанием темной энергии.

В космологии, космологическая постоянная (обычно обозначается греческой заглавной буквой лямбда : Λ) - это плотность энергии пространства, или энергия вакуума, которая возникает в Альберте Эйнштейне в уравнениях поля из общая теория относительности. Это тесно связано с концепциями темной энергии и квинтэссенции.

. Эйнштейн впервые представил эту концепцию в 1917 году, чтобы уравновесить влияние гравитации и достичь статической Вселенной, понятие, которое было принято в то время. Эйнштейн отказался от этой концепции в 1931 г. после того, как Хаббл подтвердил расширение Вселенной. С 1930-х до конца 1990-х большинство физиков полагали космологическую постоянную равной нулю. Ситуация изменилась с неожиданным открытием в 1998 г., что расширение Вселенной ускоряется, что подразумевает возможность положительного ненулевого значения космологической постоянной.

С 1990-х годов исследования показали, что Около 68% плотности массы – энергии Вселенной можно отнести к так называемой темной энергии. Космологическая постоянная Λ - это простейшее возможное объяснение темной энергии, и она используется в текущей стандартной модели космологии, известной как ΛCDM модель.

Согласно квантовой теории поля (QFT), которая лежит в основе В современной физике элементарных частиц пустое пространство определяется состоянием вакуума, которое представляет собой набор квантовых полей. Все эти квантовые поля демонстрируют флуктуации в их основном состоянии (самая низкая плотность энергии), возникающие из-за энергии нулевой точки, присутствующей повсюду в пространстве. Эти нулевые флуктуации должны действовать как вклад в космологическую постоянную Λ, но при выполнении расчетов эти флуктуации приводят к возникновению огромной энергии вакуума. Несоответствие между теоретической энергией вакуума из квантовой теории поля и наблюдаемой энергией вакуума из космологии является источником серьезных разногласий, при этом предсказанные значения превышают наблюдаемые примерно на 120 порядков величины, это расхождение было названо «худшим теоретическим предсказанием в истории. физики ». Эта проблема называется проблемой космологической постоянной и является одной из величайших загадок науки, поскольку многие физики считают, что «вакуум является ключом к полному пониманию природы».

Содержание

  • 1 История
  • 2 Календарь событий
  • 3 Уравнение
    • 3,1 Ом Λ (Омега-лямбда)
    • 3,2 Уравнение состояния
  • 4 Положительное значение
  • 5 Прогнозы
    • 5.1 Квантовая теория поля
    • 5.2 Антропный принцип
    • 5.3 Неспособность обнаружить темную энергию
  • 6 См. Также
  • 7 Ссылки
    • 7.1 Сноски
    • 7.2 Библиография
      • 7.2.1 Первичная литература
      • 7.2.2 Дополнительная литература: новости, научно-популярные статьи и книги
      • 7.2.3 Дополнительная литература: обзорные статьи, монографии и учебники
  • 8 Внешние ссылки

История

Эйнштейн включил космологические константа как член в его уравнениях поля для общей теории относительности, потому что он был недоволен тем, что в противном случае его уравнения, по-видимому, не допускали статической вселенной : гравитация wou Я заставлю Вселенную, которая изначально находилась в динамическом равновесии, сжаться. Чтобы противодействовать этой возможности, Эйнштейн добавил космологическую постоянную. Однако вскоре после того, как Эйнштейн разработал свою статическую теорию, наблюдения Эдвина Хаббла показали, что Вселенная, похоже, расширяется; это согласовывалось с космологическим решением исходных уравнений общей теории относительности, которое было найдено математиком Фридманом, работая над уравнениями общей теории относительности Эйнштейна. Сообщается, что Эйнштейн назвал свою неспособность принять подтверждение своих уравнений - когда они предсказывали расширение Вселенной в теории, прежде чем это было продемонстрировано при наблюдении космологического красного смещения, - как свою «самую большую ошибку».

Фактически, добавление космологической постоянной к уравнениям Эйнштейна не приводит к статической Вселенной в равновесии, потому что равновесие нестабильно: если Вселенная немного расширяется, то расширение высвобождает энергия вакуума, вызывающая еще большее расширение. Точно так же вселенная, которая слегка сжимается, будет продолжать сжиматься.

Однако космологическая постоянная оставалась предметом теоретического и эмпирического интереса. Эмпирически наплыв космологических данных за последние десятилетия убедительно свидетельствует о том, что наша Вселенная имеет положительную космологическую постоянную. Объяснение этого небольшого, но положительного значения - выдающаяся теоретическая проблема, так называемая проблема космологической постоянной.

Некоторые ранние обобщения теории гравитации Эйнштейна, известные как классические теории единого поля, либо представленные космологическая постоянная на теоретических основаниях или обнаруженная естественным образом из математики. Например, сэр Артур Стэнли Эддингтон утверждал, что версия уравнения вакуумного поля с космологической постоянной выражает «эпистемологическое » свойство, согласно которому Вселенная «само- измеряет ", и чистая- аффинная теория Эрвина Шредингера, использующая простой вариационный принцип, дала уравнение поля с космологическим членом.

Календарь событий

- В 1915 году Эйнштейн публикует свои уравнения общей теории относительности без космологической постоянной Λ.

- В 1917 году Эйнштейн добавляет параметр Λ к своим уравнениям, когда понимает, что его теория подразумевает динамическую Вселенную, для которой пространство является функцией времени. Затем он придает этой константе особое значение, чтобы его модель Вселенной оставалась статичной и вечной (статическая Вселенная Эйнштейна), что он позже назовет «величайшей глупостью своей жизни».

- В 1922 году русский физик Александр Фридман математически показал, что уравнения Эйнштейна (независимо от Λ) остаются справедливыми в динамической Вселенной.

- В 1927 году бельгийский астрофизик Жорж Лемэтр показал, что Вселенная расширяется, объединив общую теорию относительности с некоторыми астрономическими наблюдениями, в частности, наблюдениями Хаббла.

- В 1931 году Эйнштейн, наконец, принимает теорию расширяющейся Вселенной и в 1932 году вместе с голландским физиком и астрономом Виллемом де Ситтером предложил модель непрерывно расширяющейся Вселенной с нулевой космологической постоянной (пространство Эйнштейна-де Ситтера. -время).

- В 1998 году две группы астрофизиков во главе с Солом Перлмуттером, другой Брайаном Шмидтом и Адамом Риссом провели измерения далеких сверхновых и показали, что скорость удаления галактик по отношению к Млечному Пути увеличивается. через некоторое время. Вселенная находится в ускоренном расширении, что требует строго положительного Λ. Вселенная будет содержать загадочную темную энергию, производящую силу отталкивания, которая уравновешивает гравитационное торможение, производимое материей, содержащейся во Вселенной (см. Стандартная космологическая модель ). За эту работу Перлмуттер (американец), Шмидт (американо-австралийский) и Рисс (американец) совместно получили Нобелевскую премию по физике в 2011 году.

Уравнение

Оценочные отношения темной материи и темная энергия (которая может быть космологической постоянной) во Вселенной. Согласно современным физическим теориям, темная энергия сейчас доминирует как самый большой источник энергии во Вселенной, в отличие от более ранних эпох, когда она была незначительной.

Космологическая постоянная Λ {\ displaystyle \ Lambda}\ Lambda появляется в уравнении поля Эйнштейна в форме

R μ ν - 1 2 R g μ ν + Λ g μ ν = 8 π G c 4 T μ ν, {\ displaystyle R_ { \ mu \ nu} - {\ tfrac {1} {2}} Rg _ {\ mu \ nu} + \ Lambda g _ {\ mu \ nu} = {8 \ pi G \ over c ^ {4}} T _ {\ mu \ nu},}{\ displaystyle R _ {\ mu \ nu} - {\ tfrac {1} {2}} Rg _ {\ mu \ nu} + \ Lambda g _ {\ mu \ nu} = {8 \ pi G \ over c ^ {4}} T _ {\ mu \ nu},}

где тензор / скаляр Риччи R и метрический тензор g описывают структуру пространства-времени, напряжение –Тензор энергии T описывает плотность энергии и импульса и поток вещества в этой точке пространства-времени, а универсальные константы G и c являются коэффициентами преобразования, которые возникают в результате использования традиционные единицы измерения. Когда Λ равно нулю, это сводится к полевому уравнению общей теории относительности, обычно используемому в середине 20-го века. Когда T равно нулю, уравнение поля описывает пустое пространство (вакуум ).

Космологическая постоянная имеет тот же эффект, что и собственная плотность энергии вакуума, ρ vac (и соответствующее давление ). В этом контексте он обычно переносится в правую часть уравнения и определяется с коэффициентом пропорциональности 8π: Λ = 8πρ vac, где условные обозначения единиц общей теории относительности используются (иначе факторы G и c также появятся, то есть Λ = 8π (G / c) ρ vac = κρ vac, где κ - гравитационная постоянная Эйнштейна ). Обычно значения плотности энергии цитируются напрямую, хотя по-прежнему используется название «космологическая постоянная», с условным обозначением 8πG = 1. Истинный размер Λ - это длина.

Учитывая значения Planck (2018) Ω Λ = 0,6889 ± 0,0056 и H 0 = 67,66 ± 0,42 (км / с) / Мпк = (2,1927664 ± 0,0136) × 10 с, Λ имеет значение

Λ = 3 (H 0 c) 2 Ω Λ = 1,1056 × 10 - 52 м - 2 = 2,888 × 10 - 122 l P - 2 {\ displaystyle {\ begin {выровнено} \ Lambda = 3 \ left ({\ frac {H_ {0}} {c}} \ right) ^ {2} \ Omega _ {\ Lambda} = 1.1056 \ times 10 ^ {- 52} \ { \ text {m}} ^ {- 2} \\ = 2,888 \ times 10 ^ {- 122} \ l _ {\ text {P}} ^ {- 2} \ end {align}}}{\ displaystyle {\ begin {align} \ Lambda = 3 \ left ({\ frac {H_ {0}} {c}} \ right) ^ {2} \ Omega _ {\ Lambda} = 1.1056 \ times 10 ^ {- 52} \ {\ text {m} } ^ {- 2} \\ = 2.888 \ times 10 ^ {- 122} \ l _ {\ text {P}} ^ {- 2} \ end {align}}}

где l P {\ displaystyle l _ {\ text {P}}}{\ displaystyle l _ {\ text {P}}} - длина Планка. Положительная плотность энергии вакуума, являющаяся результатом космологической постоянной, подразумевает отрицательное давление, и наоборот. Если плотность энергии положительна, соответствующее отрицательное давление вызовет ускоренное расширение Вселенной, как и наблюдается. (Подробнее см. темная энергия и космическая инфляция.)

ΩΛ(Омега-лямбда)

Вместо самой космологической постоянной космологи часто ссылаются на соотношение между плотность энергии, обусловленная космологической постоянной и критической плотностью Вселенной, переломным моментом для достижения достаточной плотности, чтобы остановить расширение Вселенной навсегда. Это отношение обычно обозначается Ω Λ и оценивается в 0,6889 ± 0,0056, согласно результатам, опубликованным Planck Collaboration в 2018 году.

В плоской Вселенной, Ω Λ - доля энергии Вселенной, обусловленная космологической постоянной, т. Е. То, что мы интуитивно назвали бы долей Вселенной, состоящей из темной энергии. Обратите внимание, что это значение меняется со временем: критическая плотность изменяется с космологическим временем, но плотность энергии из-за космологической постоянной остается неизменной на протяжении всей истории Вселенной: количество темной энергии увеличивается по мере роста Вселенной

Уравнение состояния

Другое соотношение, которое используется учеными, - это уравнение состояния, обычно обозначаемое w, которое является отношение давления, которое темная энергия оказывает на Вселенную, к энергии на единицу объема. Это отношение w = -1 для истинной космологической постоянной и обычно отличается для альтернативных изменяющихся во времени форм вакуумной энергии, таких как квинтэссенция. Коллаборация Planck (2018) измерила w = -1,028 ± 0,032, что соответствует -1, при условии отсутствия эволюции w за космическое время.

Положительное значение

Лямбда-CDM, ускоренное расширение Вселенной. График времени на этой схематической диаграмме простирается от эпохи Большого взрыва / инфляции 13,7 млрд лет назад до нынешнего космологического времени.

Проведенные в 1998 году наблюдения зависимости расстояния от красного смещения для сверхновых типа Ia показали, что расширение Вселенной ускоряется. В сочетании с измерениями космического микроволнового фонового излучения это подразумевает значение Ω Λ ≈ 0,7, результат, который был подтвержден и уточнен более поздними измерениями. Существуют и другие возможные причины ускоряющейся вселенной, например, квинтэссенция, но космологическая постоянная в большинстве случаев является простейшим решением. Таким образом, текущая стандартная модель космологии, модель лямбда-CDM, включает космологическую постоянную, которая измеряется порядка 10 м в метрических единицах. Это часто выражается как 10 с (умножением на c, т.е. ≈10 м⋅с) или как 10 (умножением на квадрат планковской длины, т.е. ≈10 м). Значение основано на недавних измерениях плотности энергии вакуума, ρ вакуум = 5,96 × 10–27 кг / м 3 {\ displaystyle \ rho _ {\ text {vac}} = 5,96 \ times 10 ^ {- 27} {\ text {кг / м}} ^ {3}}{\ displaystyle \ rho _ {\ text {вакуум}} = 5,96 \ times 10 ^ {- 27} {\ text {кг / м}} ^ {3}} .

Как только недавно было замечено в работах 'т Хофта, Сасскинда и других, положительная космологическая постоянная имеет удивительные последствия, такие как конечный максимум энтропии наблюдаемой Вселенной (см. голографический принцип ).

Предсказания

Квантовая теория поля

Вопрос, Web Fundamentals.svg Нерешенная проблема в физике :. Почему энергия нулевой точки квантового вакуума не вызывает большой космологической постоянной? Что ее нейтрализует? (больше нерешенных проблем в физике)

Большая нерешенная проблема состоит в том, что большинство теорий квантового поля предсказывают огромное значение для квантового вакуума. Распространенным предположением является то, что квантовый вакуум эквивалентен космологической постоянной. Хотя не существует теории, подтверждающей это предположение, в ней можно привести аргументы. в пользу.

Такие аргументы обычно основаны на анализе измерений и эффективной теории поля. Если Вселенная описывается эффективной локальной квантовой теорией поля вплоть до планковского масштаба, то мы ожидаем космологической постоянной порядка M pl 2 {\ displaystyle M _ {\ rm {pl }} ^ {2}}{\ displaystyle M _ {\ rm {pl}} ^ {2}} (1 {\ displaystyle 1}1в уменьшенных единицах Планка). Как отмечалось выше, измеренная космологическая постоянная меньше указанной в ~ 10 раз. Это несоответствие было названо «худшим теоретическим предсказанием в истории физики!».

Некоторые суперсимметричные теории требуют, чтобы космологическая константа была точно равна нулю, что еще больше усложняет ситуацию. Это проблема космологической постоянной, худшая проблема точной настройки в физике : не существует известного естественного способа получить крошечную космологическую постоянную, используемую в космология от физика частиц.

нет вакуума в теория струн пейзаж известно, что поддерживать метастабильной, положительную космологическую постоянную, а в 2018 году группа из четырех физиков выдвинул спорное гипотеза, которая означала бы, что такой вселенной не существует.

Антропный принцип

Одно из возможных объяснений небольшого, но ненулевого значения было отмечено Стивеном Вайнбергом в 1987 году после антропный принцип. Вайнберг объясняет, что если энергия вакуума принимает разные значения в разных областях Вселенной, тогда наблюдатели обязательно будут измерять значения, аналогичные наблюдаемым: образование поддерживающих жизнь структур будет подавлено в областях, где энергия вакуума намного больше. В частности, если энергия вакуума отрицательна и ее абсолютное значение существенно больше, чем оно кажется в наблюдаемой Вселенной (скажем, в 10 раз больше), при сохранении всех других переменных (например, плотности материи) постоянными, это будет означать, что вселенная закрыта; более того, его продолжительность жизни будет короче, чем возраст нашей Вселенной, возможно, слишком короткой для образования разумной жизни. С другой стороны, Вселенная с большой положительной космологической постоянной будет расширяться слишком быстро, предотвращая образование галактик. Согласно Вайнбергу, области, в которых энергия вакуума совместима с жизнью, сравнительно редки. Используя этот аргумент, Вайнберг предсказал, что космологическая постоянная будет иметь значение менее чем в сто раз больше принятого в настоящее время значения. В 1992 году Вайнберг уточнил это предсказание космологической постоянной, увеличив плотность материи в 5-10 раз.

Этот аргумент зависит от отсутствия вариации распределения (пространственного или иного) в плотности энергии вакуума, поскольку можно было бы ожидать, если бы темная энергия была космологической постоянной. Нет никаких доказательств того, что энергия вакуума действительно изменяется, но это может иметь место, если, например, энергия вакуума (даже частично) является потенциалом скалярного поля, такого как остаточный инфлатон (также см. квинтэссенция ). Другой теоретический подход, который занимается этим вопросом, - это теории мультивселенной, которые предсказывают большое количество «параллельных» вселенных с различными законами физики и / или значениями фундаментальных констант. Опять же, антропный принцип гласит, что мы можем жить только в одной из вселенных, совместимой с некоторой формой разумной жизни. Критики утверждают, что эти теории, когда они используются в качестве объяснения тонкой настройки, допускают заблуждение игрока, обратное.

. В 1995 году аргумент Вайнберга был уточнен Александром Виленкиным, чтобы предсказать значение космологической константа, которая была только в десять раз больше плотности материи, то есть примерно в три раза больше текущего значения с момента определения.

Неспособность обнаружить темную энергию

Попытка непосредственно наблюдать темную энергию в лаборатории не смогла обнаружить новую силу.

См. Также

Ссылки

Сноски

Библиография

Основная литература

Дополнительная литература: новости, научно-популярные статьи и книги

Дополнительная литература: обзорные статьи, монографии и учебники

Внешние ссылки

Последняя правка сделана 2021-05-15 13:32:14
Содержание доступно по лицензии CC BY-SA 3.0 (если не указано иное).
Обратная связь: support@alphapedia.ru
Соглашение
О проекте