Касмалагічная пастаянная: Розніца паміж версіямі

[недагледжаная версія][недагледжаная версія]
Змесціва выдалена Змесціва дададзена
Artificial123 (размовы | уклад)
Няма тлумачэння праўкі
др вікіфікацыя, стыль
Радок 1:
{{За межамі Стандартнай мадэлі}}
'''Касмалагічная пастаянная'''  — фізічная пастаянная, якая характарызуе ўласцівасці [[вакуум]]у і ўводзіцца ў [[Агульная тэорыя адноснасці|агульнай тэорыі адноснасці]]. З улікам касмалагічнай пастаяннай [[Ураўненні Эйнштэйна|ўраўненні Эйнштэйна]] маюць выгляд
 
: <math>R_{ab} - {R \over 2} g_{ab} + \Lambda g_{ab} = {8 \pi G \over c^4} T_{ab},</math>
'''Касмалагічная пастаянная''' — фізічная пастаянная, якая характарызуе ўласцівасці [[вакуум]]у і ўводзіцца ў [[Агульная тэорыя адноснасці|агульнай тэорыі адноснасці]]. З улікам касмалагічнай пастаяннай [[Ураўненні Эйнштэйна|ўраўненні Эйнштэйна]] маюць выгляд
 
дзе <math>\Lambda</math>  — касмалагічная пастаянная, <math>g_{ab}</math>  — [[​​метрычны тэнзар]], <math>R_{ab}</math>  {{нп5|тэнзар Рычы,||ru|Тензор Риччи}}, <math>R</math>  {{нп5|скалярная крывізна||ru|Скалярная кривизна}}, <math>T_{ab}</math>  {{нп5|тэнзар энергіі-імпульсу||ru|Тензор энергии-импульса}}, <math>c</math>  хуткасць[[скорасць святла ]], <math>G</math>  — [[гравітацыйная пастаянная]] [[Ньютан]]а.
: <math>R_{ab} - {R \over 2} g_{ab} + \Lambda g_{ab} = {8 \pi G \over c^4} T_{ab}</math>
 
Касмалагічная пастаянная была ўведзена [[Эйнштэйн]]ам для таго, каб ураўненні дапускалі прасторава аднастайнаеаднароднае статычнае рашэнне. Пасля пабудовы тэорыі эвалюцыянуючай {{нп5|Сусвет Фрыдмана|касмалагічнай мадэлі Фрыдмана|ru|Вселенная Фридмана}} і атрымання назіранняў, якія пацвярджаюць яе, адсутнасць такога рашэння ў зыходных ураўненняў Эйнштэйна не разглядаецца як недахоп тэорыі.
дзе <math>\Lambda</math> — касмалагічная пастаянная, <math>g_{ab}</math> — [[​​метрычны тэнзар]], <math>R_{ab}</math> — тэнзар Рычы, <math>R</math> — скалярная крывізна, <math>T_{ab}</math> — тэнзар энергіі-імпульсу, <math>c</math> — хуткасць святла ,<math>G</math> — [[гравітацыйная пастаянная]] [[Ньютан]]а.
 
Да [[1997]] года дакладных указанняў на адрозненне касмалагічнай пастаяннай ад нуля не было, таму яна разглядалася ў агульнай тэорыі адноснасці як неабавязковая велічыня, наяўнасць якой залежыць ад эстэтычных пераваг аўтара. У любым выпадку яе велічыня (менш чым <math>10^{-29}</math> г/см<sup>3</sup>³) дазваляе грэбавацьне эфектаміўлічваць эфекты, звязанымізвязаныя з яе наяўнасцю, аж да маштабаў [[скопішча галактык|скопішчаў галактык]], гэта значыць практычна ў любой разгляданай вобласці, акрамя [[Касмалогія|касмалогіі]]. У касмалогіі, аднак, наяўнасць касмалагічнай пастаяннай можа істотна змяняць некаторыя этапы эвалюцыі найбольш распаўсюджаных {{нп5|касмалагічныя мадэлі|касмалагічных мадэляўмадэлей|ru|Космологические модели}}. У прыватнасці, касмалагічныя мадэлі з касмалагічнай пастаяннай прапаноўвалася выкарыстоўваць для тлумачэння некаторых уласцівасцей размеркавання [[квазар]]аў.
Касмалагічная пастаянная была ўведзена [[Эйнштэйн]]ам для таго, каб ураўненні дапускалі прасторава аднастайнае статычнае рашэнне. Пасля пабудовы тэорыі эвалюцыянуючай касмалагічнай мадэлі Фрыдмана і атрымання назіранняў, якія пацвярджаюць яе, адсутнасць такога рашэння ў зыходных ураўненняў Эйнштэйна не разглядаецца як недахоп тэорыі.
 
У [[1998]] годзе двумадзве групамігрупы астраномаў, якія вывучалі [[звышновыя зоркі]], практычна адначасова былоаб’явілі абвешчанааб пра адкрыццёадкрыцці паскарэння пашырэння Сусвету (гл. [[цёмная энергія]]), якое прадугледжвае, ўпры найпростымсамым выпадкупростым тлумачэннятлумачэнні, ненулявую касмалагічную пастаянную. ДаНа цяперашнягацяперашні часучас гэтаягэта тэорыя добра пацверджана назіраннямі, у прыватнасці, са спадарожніка {{нп5|WMAP||ru|}}. Велічыня Λ адпавядае шчыльнасці энергіі вакууму <math>5{,}98\cdot10^{-10}</math> Дж/м<sup>3</sup>³.
Да [[1997]] года дакладных указанняў на адрозненне касмалагічнай пастаяннай ад нуля не было, таму яна разглядалася ў агульнай тэорыі адноснасці як неабавязковая велічыня, наяўнасць якой залежыць ад эстэтычных пераваг аўтара. У любым выпадку яе велічыня (менш чым <math>10^{-29}</math> г/см<sup>3</sup>) дазваляе грэбаваць эфектамі, звязанымі з яе наяўнасцю, аж да маштабаў скопішчаў галактык, гэта значыць практычна ў любой разгляданай вобласці, акрамя [[Касмалогія|касмалогіі]]. У касмалогіі, аднак, наяўнасць касмалагічнай пастаяннай можа істотна змяняць некаторыя этапы эвалюцыі найбольш распаўсюджаных касмалагічных мадэляў. У прыватнасці, касмалагічныя мадэлі з касмалагічнай пастаяннай прапаноўвалася выкарыстоўваць для тлумачэння некаторых уласцівасцей размеркавання [[квазар]]аў.
 
Член <math>\Lambda g_{ab}</math> можна ўключыць у [[тэнзар энергіі-імпульсу]] і разглядаць як тэнзар энергіі-імпульсу [[вакуум]]у. Гэты член інварыянтны ў адносінах даадносна пераўтварэнняў лакальнай [[група Лорэнца|групы Лорэнца]], што адпавядае прынцыпу [[Лорэнц-інварыянтнасць|лорэнц-інварыянтнасці]] вакууму ў [[Квантавая тэорыя поля|квантавай тэорыі поля]]. З іншага боку, <math>\Lambda g_{ab}</math> можна разглядаць як тэнзар энергіі-імпульсу нейкага статычнага касмалагічнага скалярнага поля. Зараз актыўна развіваюцца абодва падыходы.
У [[1998]] годзе двума групамі астраномаў, якія вывучалі [[звышновыя зоркі]], практычна адначасова было абвешчана пра адкрыццё паскарэння пашырэння Сусвету (гл. [[цёмная энергія]]), якое прадугледжвае ў найпростым выпадку тлумачэння ненулявую касмалагічную пастаянную. Да цяперашняга часу гэтая тэорыя добра пацверджана назіраннямі, у прыватнасці, са спадарожніка WMAP. Велічыня Λ адпавядае шчыльнасці энергіі вакууму <math>5{,}98\cdot10^{-10}</math> Дж/м<sup>3</sup>.
 
Член <math>\Lambda g_{ab}</math> можна ўключыць у тэнзар энергіі-імпульсу і разглядаць як тэнзар энергіі-імпульсу [[вакуум]]у. Гэты член інварыянтны ў адносінах да пераўтварэнняў лакальнай [[група Лорэнца|групы Лорэнца]], што адпавядае прынцыпу [[Лорэнц-інварыянтнасць|лорэнц-інварыянтнасці]] вакууму ў [[Квантавая тэорыя поля|квантавай тэорыі поля]]. З іншага боку, <math>\Lambda g_{ab}</math> можна разглядаць як тэнзар энергіі-імпульсу нейкага статычнага касмалагічнага скалярнага поля. Зараз актыўна развіваюцца абодва падыходы.
 
На думку многіх фізікаў, якія займаюцца [[Квантавая гравітацыя|квантавай гравітацыяй]], малая велічыня касмалагічнай пастаяннай цяжка ўзгадняецца з прадказаннямі [[Квантавая фізіка|квантавай фізікі]] і таму складае асобную праблему, якая называецца «[[праблема касмалагічнай пастаяннай|праблемай касмалагічнай пастаяннай]]». Уся справа ў тым, што ў фізікаў няма тэорыі, здольнай адназначна адказаць на пытанне: чаму касмалагічная пастаянная такая малая ці ўвогуле роўная 0. Калі разглядаць гэтую велічыню як тэнзар энергіі-імпульсу вакууму, то яна можа інтэрпрэтавацца як сумарная энергія, якая знаходзіцца ў пустой прасторы. Натуральным разумным значэннем такой велічыні лічыцца яе планкаўскае значэнне, якое даецца і рознымі разлікамі энергіі квантавых флуктуацый. Яно, аднак, адрозніваецца ад эксперыментальнага на 120 парадкаў, гэта найгоршае тэарэтычнае прадказанне ў гісторыі фізікі<ref>{{кніга|аўтар=Lee Smolin.|загаловак=Неприятности с физикой: взлет теории струн, упадок науки и что за этим следует|арыгінал=The trouble with physics: the rise of string theory, the fall of a science, and what comes next|спасылка=http://www.rodon.org/sl/nsfvtsunichzes/|месца=Boston|выдаветцва=Houghton Mifflin|год=2006|isbn=9780618551057}}</ref>.
 
== Заўвагі ==
 
{{заўвагі}}
 
== Спасылкі ==
 
* Лекция Д. Гросса о теории струн, ''«[http://elementy.ru/lib/430177#9 Грядущие революции в фундаментальной физике]»''.