Konstante kosmologiko

Erlatibitate orokorraren teorian, konstante kosmologikoa (Lambda, ${\displaystyle {\displaystyle \Lambda }}$, hizkiaren bidez adierazi ohi da) konstante bat da, Albert Einsteinek, 1917. urtean, eremu grabitatorioaren jatorrizko ekuazioaren aldaketa gisa, unibertso estatiko bat lortzeko proposatu zuen konponbidea, hain zuzen.^[1] Einsteinek ideia hori arbuiatu zuen 1931n, Edwin Hubblek behatutako galaxien gorriranzko lerrakuntzak unibertso ez estatikoaren ideia indartu zuelako eta 1930ean, Eddingtonek, konstante kosmologikodun Erlatibitate Orokorrak aurreikusitako unibertso estatikoa ezegonkorra zela frogatu zuelako.^[2] Hala ere, 1998an aurkitu zen azelerazio kosmikoak (2011an, Fisikako Nobel Sariaren erantzule izan zen^[3]) konstante kosmologikoarekiko jakin-min eta interesa berpiztu du.

Ekuazioa

Einsteinen ekuazioetan konstante kosmologikoa era honetan ageri da:

${\displaystyle {\displaystyle R_{\mu \nu }-{\frac {1}{2}}Rg_{\mu \nu }+\Lambda g_{\mu \nu }={\frac {8\pi G}{c^{4}}}T_{\mu \nu }}}$

Konstantea, hau da, ${\displaystyle {\displaystyle \Lambda }}$, zero denean ekuazioa erlatibitate orokorraren jatorrizko ekuazioa bihurtzen da. Behaketa astronomikoen arabera, haren balioa hurrena da:

${\displaystyle {\displaystyle \Lambda \leq 10^{-46}\ {\textrm {km}}^{-2}}}$

Einsteinek konstante kosmologikoa eremu grabitatorioaren ekuazioetan termino independente bat bezala txertatu zuen arren, konstante hau hutsaren energia edo presio negatibo bat bezala uler daiteke. Hutsa energia-bulkada tenkatzaile bat bezala adierazita datorrela suposatzen bada, honela adierazi genezake:

${\displaystyle {\displaystyle T_{\mu \nu }^{\mathrm {(huts)} }=-{\frac {\Lambda c^{4}}{8\pi G}}g_{\mu \nu }}}$

Era horretan, konstante kosmologikoa hutsaren energia intrintsekoaren dentsitatearekiko baliokidea izango litzateke:

${\displaystyle {\displaystyle \displaystyle \rho _{huts}={\frac {\Lambda c^{2}}{8\pi G}}}}$

Dagokion presioa egoera-ekuazioaren bidez kalkulatzen da:

${\displaystyle {\displaystyle \displaystyle p_{huts}=w\cdot \rho _{huts}c^{2}}}$

Ekuazio honetan W konstantearen balioa -1 da. Horrenbestez, konstante kosmologikoari atxikitzen zaion presioa negatiboa da, horregatik bere eragina alboratzailea da eta ez, grabitatearena bezala, erakarlea:

${\displaystyle {\displaystyle \displaystyle p_{huts}=-\rho _{huts}c^{2}}}$

${\displaystyle {\displaystyle \displaystyle p_{huts}=-{\frac {\Lambda \ c^{4}}{8\pi G}}}}$

Konstante kosmologiko positibo batek energia-dentsitate positibo bat dakarrela ikus dezakegu, baina presio negatibo batean. Konstante kosmologikoa hutsaren energia baten ondorio gisa har dezakegu, baldin eta hau zeroz bestelakoa bada. Energia honen existentzia gaur egun bolo-bolo dabil zientzialarien artean, energia iluna deitzen zaio ustezko energia honi eta ezer gutxi dakigu hari buruz. Dakigun gauza apurretako bat unibertsoaren hedatze azeleratuaren erantzulea dela da. Azelerazio hau lehen 7.600 milioi urtetan negatiboa izan zen, duela 6.200 milioi urte ordea, positibo izatera igaro zen, egun ikus ditzakegun ondorioak eraginez.^[4]

Erreferentziak

1. «Volume 6: The Berlin Years: Writings, 1914-1917 (English translation supplement) page 421» einsteinpapers.press.princeton.edu (Noiz kontsultatua: 2019-04-21).
2. (Ingelesez) Eddington, A. S.. (1930-05-09). «On the Instability of Einstein's Spherical World» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 90 (7): 668–678.  doi:10.1093/mnras/90.7.668. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2019-04-21).
3. (Ingelesez) «The Nobel Prize in Physics 2011» NobelPrize.org (Noiz kontsultatua: 2019-04-21).
4. «El inicio de la expansión acelerada del Universo: la aceleración del factor de escala - Blogs - Foro de Física» forum.lawebdefisica.com (Noiz kontsultatua: 2019-04-23).

Ikus, gainera

• Unibertsoa eta haren hedapena
• Materia iluna eta unibertsoaren amaiera
• Fisika eta haren historia
• Astronomia eta haren historia

Kanpo estekak

• Datuak: Q59151