Fandom

Science Wiki

Κοσμολογική Σταθερά

63.285pages on
this wiki
Add New Page
Talk1 Share

Ad blocker interference detected!


Wikia is a free-to-use site that makes money from advertising. We have a modified experience for viewers using ad blockers

Wikia is not accessible if you’ve made further modifications. Remove the custom ad blocker rule(s) and the page will load as expected.

Κοσμολογική Σταθερά


Physical-Constant-01-goog.jpg

Φυσική Σταθερά Φυσική Σταθερά Μαθηματική Σταθερά
Φυσικές Σταθερές Μαθηματικές Σταθερές
Φυσικό Μέγεθος Μαθηματικό Μέγεθος
Μονάδα Μέτρησης Αριθμός

Equations-Relativity-01-goog.jpg

Σχετικιστική Φυσική
Πεδιακές Εξισώσεις Einstein Γενική Σχετικότητα Σχετικότητα
Βαρυτικό Πεδίο Τανυστής Einstein Τανυστής Ricci Κοσμολογική Σταθερά Κοσμολογία Θεωρία Διαστολής Σύμπαντος

Quintessence-01-goog.jpg

Πεμπτουσία.

Είναι μία Φυσική Σταθερά.

ΕισαγωγήEdit

Ενώ στην απλούστερη μορφή της, η Θεωρία της Γενικής Σχετικότητας του Einstein, προβλέπει ότι το Σύμπαν πρέπει να καταρρεύσει κάτω από την τρομακτική ελκτική δύναμη της βαρύτητας ή αντίθετα να διαστέλλεται, εν τούτοις ο Einstein όπως και πολλοί άλλοι επιστήμονες του καιρού του, υπέθετε πως το Σύμπαν είναι στατικό και αμετάβλητο στο χρόνο.

Universe01-goog.jpg

Σύμπαν

Μάλιστα, ο ίδιος ο Einstein αμφέβαλλε για τις εξισώσεις του, όταν αντιλήφθηκε ότι προέβλεπαν ένα δυναμικό και όχι στατικό Σύμπαν .

Αντί όμως, να απορρίψει αυτή την πίστη του στο Στατικό Σύμπαν, τροποποίησε τις εξισώσεις της ΓΘΣ ώστε να να περιγράφει ένα σταθερό σύμπαν. Ο Einstein πρόσθεσε λοιπόν "ιδιοχείρως" μια μαθηματική σταθερά στις εξισώσεις της Γ.Θ.Σ., που την ονόμασε "κοσμολογική σταθερά" και που συνήθως συμβολίζεται με το ελληνικό γράμμα "λάμδα" Λ.

Αυτή η σταθερά εκφράζει μιά απωστική συμπαντική δύναμη ή αρνητική βαρύτητα, που πηγάζει από το κενό, και η οποία εμποδίζει το Σύμπαν να καταρρεύσει (να συσταλεί) κάτω από την επίδραση της βαρύτητας. Δηλαδή ο όρος αυτός στρέβλωνε το χωρόχρονο κατά την αντίθετη έννοια απ' ότι η βαρύτητα, έτσι ώστε τα σώματα να απομακρύνονται μεταξύ τους.

Η απωστική δράση της κοσμολογικής σταθεράς μπορούσε τελικά να εξισορροπήσει την ελκτική δράση της ύλης, σύμφωνα με τον Einstein, επιτρέποντας κατ' αυτό τον τρόπο μια στατική λύση για το Σύμπαν.

Μάλιστα ο W. De Sitter το 1917 βρήκε μια λύση της Γ.Θ.Σ. που περιγράφει ένα στατικό Σύμπαν, και έτσι να μην διαστέλλεται.

Στη θεωρία της Γενικής Σχετικότητας, η πηγή των βαρυτικών δυνάμεων είναι η ενέργεια. Η ύλη είναι απλώς ένα είδος ενέργειας.

Αλλά ο κοσμολογικός όρος του Einstein διαφέρει. Η ενέργεια που σχετίζεται με αυτόν δεν εξαρτάται απ' τη θέση ή το χρόνο -εξ ου και η ονομασία κοσμολογική σταθερά. Η δύναμη που προκύπτει απ' τον όρο αυτό ενεργεί ακόμη και κατά την απόλυτη απουσία της ύλης και της ακτινοβολίας. Συνεπώς, η πηγή της θα πρέπει να είναι ένα περίεργο είδος ενέργειας που ενυπάρχει στον κενό χώρο. Η κοσμολογική σταθερά έχει υπό την έννοια αυτή μια μεταφυσική χροιά.

Κάτω από μια άλλη σκοπιά, ένα Σύμπαν που αποτελείται μόνο από συνηθισμένη ύλη, δεν μπορεί να επιταχύνεται συνέχεια, γιατί αντιστέκεται η ελκτική βαρύτητα. Όμως σύμφωνα με τον Einstein το Σύμπαν μπορεί να διαστέλλεται επιταχυνόμενο, αν εκτός της συνηθισμένης ύλης, υπάρχει μια εξωτική μορφή ενέργειας που υπάρχει παντού στο κενό χώρο. Η περίεργη αυτή "ενέργεια του κενού", είναι ενσωματωμένη στη θεωρία της κοσμολογικής σταθεράς Λ.

Σε αντίθεση με τις συνηθισμένες μορφές μάζας και ενέργειας, η ενέργεια αυτή του κενού προσθέτει μια απωστική συνιστώσα στη βαρύτητα, και έτσι μπορεί το Σύμπαν να επιταχύνεται συνεχώς.

Μεγάλη ΈκρηξηEdit

Ο Ρώσος μαθηματικός Friedmann το 1922, συνειδητοποίησε ότι αυτό το σταθερό μοντέλο του Αϊνστάιν, ήταν μια ασταθής κατάσταση, όπως ένα μολύβι που εξισορροπείται στην μύτη του και πρότεινε ένα διαστελλόμενο μοντέλο του Σύμπαντος, που αποκαλείται σήμερα θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης. Ασχολούμενος και αυτός τις εξισώσεις της Γ.Θ.Σ. ανακάλυψε πως υπάρχουν πολλές διαφορετικές λύσεις, κι όχι μία όπως έλπιζε ο Αϊνστάιν, και κάθε μία λύση περιέγραφε ένα διαφορετικό Σύμπαν. Αλλά θεώρησε πως η σωστή λύση περιέγραφε ένα διαστελλόμενο Σύμπαν.

Διαστολή HubbleEdit

Όταν όμως ο Hubble μελέτησε τους κοντινούς γαλαξίες, το 1929 με παρατηρήσεις που πραγματοποιήθηκαν από το τηλεσκόπιο του όρους Ουίλσον, αποκαλύφθηκε ότι όσο μακρύτερα βρίσκονται οι άλλοι Γαλαξίες από τον Ήλιο, τόσο ταχύτερα απομακρύνονται. Το Σύμπαν διαστέλλεται με τέτοιον τρόπο ώστε η απόσταση μεταξύ δύο οποιωνδήποτε Γαλαξιών να αυξάνεται σταθερά με το χρόνο. Βέβαια η διαστολή σημαίνει ότι ο Χώρος ανάμεσά τους διαστέλλεται, όχι ότι απλώς απομακρύνονται μεταξύ τους.

Αυτή η ανακάλυψη μαζί με την ερυθρή μετατόπιση, επιβεβαίωσαν την ύπαρξη ενός διαστελλόμενου Σύμπαντος που μάλλον δεν πρόκειται να συνθλιβεί ποτέ. Έτσι δεν υπάρχει ανάγκη για την ύπαρξη της κοσμολογικής σταθεράς, η οποία επέτρεπε την ύπαρξη της στατικής λύσης για το Σύμπαν.

Απόσυρση της Κοσμολογικής ΣταθεράςEdit

Ο Einstein το 1931 μετά τα νέα ευρήματα του Hubble, λυπήθηκε που έπρεπε να αφαιρέσει την κοσμολογική σταθερά λ από τις εξισώσεις του και να αποδεχθεί το διαστελλόμενο Σύμπαν και ανέφερε την ύπαρξη της κοσμολογικής σταθεράς λ ως το "μέγιστο λάθος του".

Η αναβίωση της σταθεράς λ ως ενέργεια του κενού Αλλά στη δεκαετία του '30, η περιφρονημένη από τον επινοητή της, κοσμολογική σταθερά, άρχισε να διακρίνεται αμυδρά σε ένα εντελώς ανεξάρτητο πλαίσιο: στην προσπάθεια συνδυασμού της κβαντομηχανικής με την θεωρία της ειδικής σχετικότητας. Έτσι οι Paul Dirac, Richard Feynman, Julian Schwinger και Shinichiro Tomonaga έδειξαν ότι ο κενός χώρος είναι πιο περίπλοκος απ' ό,τι είχαν πριν φανταστεί.

Από την μελέτη τους προέκυψε, πως μπορούν στοιχειώδη σωμάτια να προκύψουν από το κενό και να εξαφανίζονται πάλι σε ελάχιστο χρόνο. Ας υπενθυμίσουμε ότι σ' ένα παρόμοιο φαινόμενο στηρίζονται οι περίφημες δυνάμεις Casimir και οι διακυμάνσεις του κενού.

Ο αποκαλούμενος κενός χώρος είναι στην πραγματικότητα πλήρης από στοιχειώδη σωμάτια. Η παρουσία τους οφείλεται στην αρχή της απροσδιοριστίας και στην θεωρία της σχετικότητας. Το κενό λοιπόν δεν είναι ένα 'τίποτα', αλλά γεμάτο εικονικά σωματίδια με ένα ποσό ενέργειας, η οποία θα μπορούσε να ασκήσει μια βαρυτική δύναμη είτε ελκτική είτε απωστική.

Σε μακροσκοπικές κλίμακες λοιπόν θα μπορούσε να δράσει αυτή η ενέργεια όπως η κοσμολογική σταθερά λ του Αϊνστάιν, και να συνεισφέρει στην επιταχυνόμενη διαστολή του σύμπαντος.

Στις δύο τελευταίες δεκαετίες λοιπόν πολλοί κοσμολόγοι υποστηρίζουν την αναβίωση της κοσμολογικής σταθεράς λ, για θεωρητικούς λόγους. Η σύγχρονη θεωρία πεδίων συνδέει αυτή την σταθερά με την ενεργειακή πυκνότητα του κενού.

Για να είναι όμως αυτή η ενεργειακή πυκνότητα του κενού συγκρίσιμη με άλλες μορφές της ύλης στο σύμπαν, αυτό θα απαιτήσει νέα Φυσική: η προσθήκη ενός κοσμολογικού σταθερού όρου θα έχει βαθιές επιπτώσεις στη φυσική των σωματιδίων και την κατανόησή των θεμελιωδών δυνάμεων της Φύσης.

Το βασικό πλεονέκτημα του κοσμολογικού σταθερού όρου είναι ότι βελτιώνει σημαντικά τη συμφωνία μεταξύ της θεωρίας και της παρατήρησης. Το πιο θεαματικό παράδειγμα για αυτό, είναι η πρόσφατη προσπάθεια να μετρηθεί πόσο έχει μεταβληθεί η διαστολή του Σύμπαντος στα τελευταία δισεκατομμύρια έτη.

Γενικά, ή έλξη της βαρύτητας που ασκείται από την ύλη στο Σύμπαν επιβραδύνει την διαστολή που άρχισε από την εποχή του Big Bang. Πολύ πρόσφατα έχει γίνει συνήθεια στους αστρονόμους να παρατηρούν πολύ φωτεινούς σπάνιους αστέρες που ονομάζονται σουπερνόβα, σε μια προσπάθεια να μετρηθεί πόσο έχει επιβραδυνθεί η διαστολή του Σύμπαντος κατά τη διάρκεια των τελευταίων δισεκατομμυρίων ετών.

Είναι πράγματι εκπληκτικό ότι τα αποτελέσματα αυτών των παρατηρήσεων δείχνουν ότι η επέκταση του σύμπαντος επιταχύνεται αντί να επιβραδύνεται. Ενώ αυτά τα αποτελέσματα θα πρέπει να θεωρηθούν προκαταρκτικά, αυτά τα αποτελέσματα μεγαλώνουν τη δυνατότητα να περιέχει το Σύμπαν μια παράξενη μορφή της ύλης ή ουσιαστικά της ενέργειας, δηλαδή μιά απωστική βαρύτητα. Η κοσμολογική σταθερά λ είναι ένα παράδειγμα αυτού του τύπου ενέργειας.

Η ερμηνεία επίσης ενός σύμπαντος που να είναι καμπυλωμένο και ανοικτό, καταλήγει στο να δεχθούμε πως επιταχύνεται η διαστολή του Σύμπαντος, μέσω της ύπαρξης στο Σύμπαν μιας επιπλέον ενέργειας που εμφανίζεται με τη μορφή της 'κοσμολογικής σταθεράς'. Είναι η 'παράξενη σκοτεινή ενέργεια του κενού' όπως έχουμε αναφέρει.

Υπάρχουν όμως και διάφορες άλλες παρατηρήσεις που φανερώνουν την ανάγκη για μια κοσμολογική σταθερά.

Παραδείγματος χάριν, εάν η κοσμολογική σταθερά περιλαμβάνει σήμερα το μεγαλύτερο μέρος της ενεργειακής πυκνότητας του Σύμπαντος, τότε η ηλικία του σύμπαντος που παρατηρούμε υπολογίζεται πολύ μεγαλύτερη από ό,τι θα ήταν, χωρίς έναν τέτοιο όρο.

Η ύπαρξη του κοσμολογικού όρου μας βοηθάει δηλαδή να αποφύγουμε το λάθος να υπολογίζουμε την ηλικία του Σύμπαντος μικρότερη από την ηλικία μερικών από τα παλαιότερα αστέρια που έχουμε παρατηρήσει.

Συγχρόνως ένας κοσμολογικός σταθερός όρος που προστίθεται στο πληθωριστικό μοντέλο, (μια θεωρία που επεκτείνει τη θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης,) οδηγεί σε ένα μοντέλο που εμφανίζεται να είναι σύμφωνο προς την μεγάλης κλίμακας παρατηρηθείσα κατανομή των γαλαξιών και των σμηνών, σύμφωνα με τις μετρήσεις που έκανε το παρατηρητήριο COBE, αλλά και της Κοσμικής Μικροκυματικής Ακτινοβολίας των Διακυμάνσεων Υποβάθρου καθώς και με τις παρατηρηθείσες ιδιότητες των σμηνών με τη βοήθεια ακτίνων-X.

Όπως σημειώνεται πιο πάνω, η γεωμετρία και η εξέλιξη του Σύμπαντος καθορίζονται από την μερική συμβολή των διάφορων τύπων ύλης. Δεδομένου ότι στην ενεργειακή πυκνότητα Ω συμβάλλουν πολλές μορφές ύλης-ενέργειας, οι κοσμολόγοι ταξινομούν τους τύπους της ύλης από μια καταστατική εξίσωση, δηλαδή τη σχέση μεταξύ της πίεσης της και της ενεργειακής πυκνότητάς της ύλης-ενέργειας.

Τύποι ΥλοενέργειαςEdit

Η βασική ταξινόμηση των διαφόρων ειδών ύλης-ενέργειας καθώς και η συμμετοχή τους στην ποσότητα Ω είναι η παρακάτω:

(Η ποσότητα Ω είναι ο λόγος της πυκνότητας της ύλης-ενέργειας προς την πυκνότητα που απαιτείται για να είναι το Σύμπαν επίπεδο.)

Ακτινοβολία: αποτελείται από τα άυλα ή σχεδόν άμαζα σωματίδια που κινούνται με την ταχύτητα του φωτός. Τα γνωστά παραδείγματα περιλαμβάνουν τα φωτόνια (φως) και τα νετρίνα.

Βαρυονική Ύλη: αυτή είναι η "συνηθισμένη ορατή ύλη" που αποτελείται πρώτιστα από τα πρωτόνια, τα νετρόνια και τα ηλεκτρόνια. Σχηματίζει αστέρια, σκόνη και αέριο. Παρατηρείται με τα τηλεσκόπια. Συμμετέχει κατά 1% στο Ω.

Βαρυονική σκοτεινή ύλη: Συνήθης ύλη που είναι πολύ δύσκολο να παρατηρηθεί, πιθανώς καφέ ή μελανοί νάνοι (που ονομάζονται από τους αστρονόμους MACHOs -Massive Compact Halo Objects) ή υπερμεγέθεις μαύρες τρύπες ή κβάζαρς. Κύρια ένδειξη για την ύπαρξη της έχουμε στο Big Bang και στην αφθονία του δευτερίου. Συμμετέχει κατά 5% στο Ω.

Μη βαρυονική σκοτεινή ύλη: αυτή αναφέρεται γενικά στην "εξωτική" μη-βαρυονική ύλη που αλληλεπιδρά μόνο ασθενώς με την συνηθισμένη ύλη. Τα εξωτικά σωματίδια περιλαμβάνουν αξιόνια ή ασθενώς αλληλεπιδρώντα σωμάτια με μάζα (WIMPs). Ενώ καμιά τέτοια ύλη δεν έχει παρατηρηθεί άμεσα στο εργαστήριο, υποψιαζόμαστε από καιρό την ύπαρξή της για να δικαιολογήσουμε τις τροχιακές ταχύτητες των αστέρων στους γαλαξίες αλλά και τις ταχύτητες των γαλαξιών μέσα στα σμήνη. Συμμετέχει κατά 30% στο Ω.

Σκοτεινή ενέργεια του κενού ή κοσμολογική σκοτεινή ύλη: αυτή είναι μια αληθινά παράξενη μορφή της ύλης, ή ίσως μια ιδιότητα αυτού του ιδίου του κενού, η οποία χαρακτηρίζεται από μια μεγάλη, αρνητική πίεση. Πιστεύεται πως συμμετέχει κατά 60% στο Ω. Αυτή είναι και η μόνη μορφή της ύλης που μπορεί να δικαιολογήσει την επιτάχυνση της διαστολής του σύμπαντος αλλά και να δικαιολογήσει γιατί ο κόσμος είναι επίπεδος σύμφωνα με την Μικροκυματική Ακτινοβολία Υποβάθρου.

Διεξοδική ΑνάλυσηEdit

Η κοσμολογική σταθερά (συνήθως συμβολίζεται με κεφαλαίο Λ) προτάθηκε από τον Einstein ως μια τροποποίηση της αρχικής του θεωρίας της Γενικής Σχετικότητας ώστε να επιτύχει ένα Στατικό Σύμπαν.

Μετά την ανακάλυψη από τον Hubble της ερυθράς μετατόπισης του φάσματος των Gαλαξιών (Νόμος Hubble ) και την εισαγωγή της αντίληψης του Διαστελλόμενου Σύμπαντος, ο Einstein εγκατέλειψε την ιδέα.

Ωστόσο, η ανακάλυψη της επιτάχυνσης της κοσμικής διαστολής κατά την δεκαετία του 1990 άλλαξε και πάλι τους λογικούς συσχετισμούς.

Η κοσμολογική σταθερά Λ εμφανίζεται στις τροποποιημένες Βαρυτικές Εξισώσεις Einstein της Γενικής Σχετικότητας]] του Einstein στην εξής μορφή:

R_{\mu \nu} - {\textstyle 1 \over 2}R\,g_{\mu \nu} + \Lambda\,g_{\mu \nu} = {8 \pi G \over c^4} T_{\mu \nu}
όπου:
  • τα R και g αφορούν στη δομή του χωρόχρονου,
  • το T αφορά στην επίδραση της ύλης και του ενεργειακού περιεχομένου (που επηρεάζει τη δομή του χωρόχρονου), και
  • G και

c είναι παράγοντες μετατροπής (παγκόσμιες σταθερές) που προκύπτουν από τη χρήση παραδοσιακών μονάδων μέτρησης.

Όταν το Λ ισούται με το μηδέν, οι εξισώσεις ανάγονται στις αρχικές πεδιακές εξισώσεις της Γενικής Σχετικότητας.

Όταν το T είναι μηδέν, οι πεδιακές εξισώσεις περιγράφουν τον κενό χώρο.

Αστρονομικές παρατηρήσεις υποδεικνύουν ότι η σταθερά δεν μπορεί να υπερβαίνει την τιμή 10-46 km-2.[1]

Η κοσμολογική σταθερά έχει την ίδια επίδραση που θα είχε μια ενδογενής Ενεργειακή Πυκνότητα του κενού, ρκενού (και η αντίστοιχή της πίεση).

Στα πλαίσια αυτά ορίζεται συχνά με έναν παράγοντα αναλογίας 8π: Λ = 8πρκενού, όπου ακολουθούνται οι σύγχρονες συμβάσεις μονάδων μέτρησης της γενικής σχετικότητας (διαφορετικά εμφανίζονται επίσης παράγοντες G και c). Είναι συνηθισμένο να αναφέρονται απευθείας οι τιμές της ενεργειακής πυκνότητας, μολονότι αναφέρεται κανείς ονομαστικά σε "κοσμολογική σταθερά".

Μια θετική τιμή της ενεργειακής πυκνότητας του κενού που απορρέει από μια κοσμολογική σταθερά υποδηλώνει αρνητική πίεση, και αντιστρόφως.

Εάν η ενεργειακή πυκνότητα είναι θετική, η αντίστοιχη αρνητική πίεση θα οδηγήσει σε επιταχυνόμενη διαστολή του κενού χώρου· δείτε Σκοτεινή Ενέργεια και Κοσμικός Πληθωρισμός για λεπτομέρειες.

Αντί της ίδιας της κοσμολογικής σταθεράς, οι κοσμολόγοι συχνά αναφέρουν τον λόγο της ενεργειακής πυκνότητας που οφείλεται στην κοσμολογική σταθερά προς την τρέχουσα ΚρίσιμηΠπυκνότητα του Σύμπαντος. Ο λόγος αυτός συνήθως καλείται \Omega_{\Lambda}.

Σε ένα επίπεδο σύμπαν το \Omega_{\Lambda} αντιστοιχεί στο κλάσμα της ενεργειακής πυκνότητας του Σύμπαντος που συσχετίζεται με την κοσμολογική σταθερά. Ας σημειωθεί ότι ο ορισμός αυτός είναι συνυφασμένος με την κρίσιμη πυκνότητα της τρέχουσας κοσμολογικής εποχής: η κρίσιμη πυκνότητα αλλάζει με τον "κοσμολογικό χρόνο", αλλά η ενεργειακή πυκνότητα λόγω κοσμολογικής σταθεράς παραμένει αμετάβλητη καθ' όλη τη διάρκεια της ιστορίας του Σύμπαντος.

Γενική Σχετικότητα Edit

Ο Einstein συμπεριέλαβε την κοσμολογική σταθερά ως όρο στις πεδιακές εξισώσεις του για την γενική σχετικότητα διότι δεν ήταν ικανοποιημένος με το γεγονός ότι οι αρχικές εξισώσεις του δεν επέτρεπαν, εμφανώς, ως λύση ένα Στατικό Σύμπαν: η βαρύτητα, όντας πάντοτε ελκτική, θα οδηγούσε σε συστολή ένα Σύμπαν το οποίο αρχικά βρίσκεται σε δυναμική ισορροπία.

Για να αντισταθμίσει αυτή την δυνατότητα, ο Einstein εισήγαγε την κοσμολογική σταθερά. Ωστόσο, λίγο καιρό αφότου ο Einstein ανέπτυξε την στατική του θεωρία, παρατηρήσεις από τον Hubble υπέδειξαν ότι το Σύμπαν φαίνεται να διαστέλλεται· κάτι τέτοιο ήταν συμβατό με μια κοσμολογική λύση των αρχικών εξισώσεων της γενικής σχετικότητας η οποία είχε ανακαλυφθεί από τον Ρώσο μαθηματικό Αλεξάντρ Φρίντμαν.

Θεωρείται σήμερα ότι η προσθήκη της κοσμολογικής σταθεράς στις εξισώσεις του Einstein δεν οδηγεί σε ένα στατικό σύμπαν σε ισορροπία διότι η ισορροπία είναι ασταθής: αν το σύμπαν διαστέλλεται ελαφρά, τότε η διαστολή του απελευθερώνει ενέργεια κενού, που οδηγεί σε περαιτέρω διαστολή. Παρομοίως, ένα σύμπαν που συστέλλεται ελαφρά θα εξακολουθήσει να συστέλλεται. Αυτού του είδους οι μικρές αποκλίσεις από την ισορροπία είναι αναπόφευκτες, λόγω της ανομοιογενούς κατανομής της ύλης στο σύμπαν.

Εφόσον δεν φαινόταν πλέον να εξυπηρετεί σε κάτι, ο Αϊνστάιν εγκατέλειψε την κοσμολογική σταθερά και την αποκάλεσε "το μεγαλύτερο λάθος" της ζωής του. (Πιθανόν αναφερόταν στην μεθοδολογία του παρά στην ίδια τη σταθερά).

Κατά ειρωνικό τρόπο, η κοσμολογική σταθερά προσελκύει ακόμη ενδιαφέρον, καθώς παρατηρήσεις που έγιναν προς το τέλος της δεκαετίας 1990 και που αφορούσαν τη συσχέτιση απόστασης-ερυθρής μετατόπισης του φάσματος υποδεικνύουν ότι η διαστολή του σύμπαντος είναι επιταχυνόμενη.

Όταν συνδυαστούν με μετρήσεις της μικροκυματικής ακτινοβολίας κοσμικού υποβάθρου, υποδηλώνουν μια τιμή του \Omega_{\Lambda} \simeq 0.7[2], ένα αποτέλεσμα που υποστηρίζεται και βελτιώνεται από πιο πρόσφατες μετρήσεις. Υπάρχουν άλλες πιθανές αιτίες για ένα επιταχυνόμενο σύμπαν, όπως η πεμπτουσία, αλλά η κοσμολογική σταθερά είναι από τις περισσότερες απόψεις η πιο οικονομική λύση. Επομένως, το τρέχον καθιερωμένο μοντέλο της κοσμολογίας, το [Πρότυπο Lambda-CDM]], συμπεριλαμβάνει την κοσμολογική σταθερά, που έχει μετρηθεί ότι είναι της τάξης των 10-35s-2, ή 10-47GeV4, ή 10-29g/cm3, ή περίπου 10-120 σε "ανηγμένες μονάδες Planck".

ΥποσημειώσειςEdit

  1. Christopher S. Kochanek (1 August 1996). ""Is There a Cosmological Constant?"". The Astrophysical Journal 466 (2): 638-659. 
  2. Δείτε π.χ. Detection of cosmic microwave background structure in a second field with the Cosmic Anisotropy Telescope, Baker, Joanne C.; Grainge, Keith; Hobson, M. P.; Jones, Michael E.; Kneissl, R.; Lasenby, A. N.; O'Sullivan, C. M. M.; Pooley, Guy; Rocha, G.; Saunders, Richard; Scott, P. F.; Waldram, E. M., Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 308, Issue 4, pp. 1173-1178

Εσωτερική ΑρθρογραφίαEdit

ΒιβλιογραφίαEdit

ΙστογραφίαEdit


Ikl.jpg Κίνδυνοι ΧρήσηςIkl.jpg

Αν και θα βρείτε εξακριβωμένες πληροφορίες
σε αυτήν την εγκυκλοπαίδεια
ωστόσο, παρακαλούμε να λάβετε σοβαρά υπ' όψη ότι
η "Sciencepedia" δεν μπορεί να εγγυηθεί, από καμιά άποψη,
την εγκυρότητα των πληροφοριών που περιλαμβάνει.

"Οι πληροφορίες αυτές μπορεί πρόσφατα
να έχουν αλλοιωθεί, βανδαλισθεί ή μεταβληθεί από κάποιο άτομο,
η άποψη του οποίου δεν συνάδει με το "επίπεδο γνώσης"
του ιδιαίτερου γνωστικού τομέα που σας ενδιαφέρει."

Πρέπει να λάβετε υπ' όψη ότι
όλα τα άρθρα μπορεί να είναι ακριβή, γενικώς,
και για μακρά χρονική περίοδο,
αλλά να υποστούν κάποιο βανδαλισμό ή ακατάλληλη επεξεργασία,
ελάχιστο χρονικό διάστημα, πριν τα δείτε.



Επίσης,
Οι διάφοροι "Εξωτερικοί Σύνδεσμοι (Links)"
(όχι μόνον, της Sciencepedia
αλλά και κάθε διαδικτυακού ιστότοπου (ή αλλιώς site)),
αν και άκρως απαραίτητοι,
είναι αδύνατον να ελεγχθούν
(λόγω της ρευστής φύσης του Web),
και επομένως είναι ενδεχόμενο να οδηγήσουν
σε παραπλανητικό, κακόβουλο ή άσεμνο περιεχόμενο.
Ο αναγνώστης πρέπει να είναι
εξαιρετικά προσεκτικός όταν τους χρησιμοποιεί.

- Μην κάνετε χρήση του περιεχομένου της παρούσας εγκυκλοπαίδειας
αν διαφωνείτε με όσα αναγράφονται σε αυτήν

IonnKorr-System-00-goog.png



>>Διαμαρτυρία προς την wikia<<

- Όχι, στις διαφημίσεις που περιέχουν απαράδεκτο περιεχόμενο (άσεμνες εικόνες, ροζ αγγελίες κλπ.)


Also on Fandom

Random Wiki