Космологик даими

Космологик даими - вакуумны сыйфатлаучы физик даими, Гомуми чагыштырмалылык теориясенә кертелгән. Космологик даими Галәмнең киңәюе тизләнешендә ниндидер антигравитацион этәрү көче ягъни кара энергия өчен җаваплы, аның табигате әлегә аңламаган.

Космологик даими
Ачучы яки уйлап табучы	Алберт Эйнштейн
Үлчәмлек	${\mathsf {L}}^{-2}$
Санлы әһәмият	0 reciprocal square metre
Символ величины (LaTeX)	$\Lambda$

Кара энергия, кара матдә һәм матдәнең бүленеше бүген (өстәге рәсем) һәм 13,7 млрд. ел элек (380 000 ел Зур Шартлаудан соң) (астагы рәсем).

Космологик даими белән Эйнштейн тигезләмәсе:

$R_{ab}-{R \over 2}g_{ab}+\Lambda g_{ab}={8\pi G \over c^{4}}T_{ab}$

биредә $\Lambda$ — космологик даими,

$g_{ab}$ — метрик тензор,

$R_{ab}$ — Риччи тензоры,

$R$ — скаляр кәкрелек,

$T_{ab}$ — энергия-импульс тензоры,

$c$ — яктылык тизлеге,

$G$ — гравитацион даими

Альберт Эйнштейн фәзада бериш статик чишелеш булсын өчен Космологик даимине керткән.

Эйнштейн Гомуми чагыштырмалылык теориясен постулатлап, галактикаларның бер-берсеннән урнашу урыны үзгәрми дип уйлаган, ләкин Ньютонның Бөтендөнья тартым кануны буенча Галәм кысылырга тиеш. Шул очракта Галәмне котылгысыз тиз коллапска алып баручы гравитация көчләрен тигезләсен өчен Эйнштейн Гомуми чагыштырмалылык теориясенең тигезләмәсенә өстәмә әгъза - Космологик даимине кертә, ул аңламаган этәрү көченә антигравитацион төзәтмә сыман галактикаларны аерып җибәрә һәм аларның үзара гравитацион тартымына каршылык күрсәтә.

Бу антигравитацион этәрү көче Космологик даимигә туры пропорциональ һәм аралык белән арта. Космологик даими Λ хәрефе белән билгеләнә.

Фридман моделенең стационарсыз чишелеше эволюцияләнә торган Галәмне яхшы тасвирлый һәм күзәтүләргә туры килә.

1997 елга кадәр Космологик даиминең нульгә тигезлеге күзәтүгә каршы килмәде, ләкин 1998 елда Үтә яңа йолдызларны тикшерүче ике астроном төркеме Галәмнең киңәюе тизләнешен таба, бу ниндидер антигравитацион кара энергия ярдәмендә аңлатып була һәм бу очракта космологик даими нульсез һәм уңай булырга тиеш.

Бүгенге көнгә WMAP иярчене ярдәмендә табылган Космологик даими $5{,}98\cdot 10^{-10}$ Дж/м³ вакуумның энергиясе тыгызлыгына туры килә.

$\Lambda g_{ab}$ әгъзасы энергия-импульс тензорына кертергә була һәм вакуумның энергия-импульс тензорын буларак тикшерергә була. Бу әгъза локаль Лоренц-төркеменә карата инвариант булып кала, шушы факт кырның квант теориясенә туры килә, икенче яктан $\Lambda g_{ab}$ әгъзасы - ниндидер космологик статик скаляр кырның энергия-импульс тензоры булып карарга була. Хәзер бу ике караш актив тикшерелә.

Космологик проблема

Космологик даиминең шундый кече зурлыгы квант физикасының исәпләүләренә бик начар туры килә. Шушы проблема Гомуми чагыштырмалылык теориясе һәм квант физикасы үзара каршылыгы сәбәпле килеп чыга, ә тулы мәгънәле гравитациянең квант теориясе әлегә булдырылмаган.

Әгәр $w$ - вакуумның энергиясе тыгызлыгы булса, ул теләгән энергия буларак фәза-вакытның геометриясен үзгәртә, шуңа күрә вакуум үзе гравитацион кырны булдырырга тиеш, шуннан:

$~\Lambda =8\pi G{\frac {w}{c^{4}}}$.

Галактикаларның таралышы тәҗрибәләрендә космологик даими $\Lambda \sim 10^{-53}$ м ⁻² булып үлчәнгән, Галәмнең кәкрелеген зур масштабта гына күзәтеп була: $\Lambda ^{-1/2}=3\cdot 10^{26}$ м. Икенче яктан гади электрон-позитрон квант кыры вакуумда энергиянең тыгызлыгы булдыра $w\sim m_{e}(m_{e}{\frac {c}{\hbar }})^{3}c^{2}$, шуннан $\Lambda \sim 3\cdot 10^{-17}$ м ⁻², ә тәҗрибәләрдә 120 тапкыр кечерәк зурлык табылган, бу берәр вакытны теориянең иң начар фаразы. Гравитациянең квант теориясен төзегәннән соң. бу проблема чишелер дип көтелә.

Сылтамалар

• Лекция Д. Гросса о теории струн, «Грядущие революции в фундаментальной физике».
• http://elementy.ru/trefil/21076