КОСМОЛОГИЧЕСКАЯ ПОСТОЯННАЯ

- постоянная Л в ур-ниях гравитационного взаимодействия ( тяготения )А. Эйнштейна (A. Einstein, 1915):

где и - соответственно метрич. тензор и тензор кривизны пространства-времени Риччи, - тензор энергии-импульса материи, G - постоянная тяготения Ньютона, с- фундам. скорость. Член с К. п. (космологич. член) описывает гравитац. силы притяжения (если L<0) или отталкивания (если Л>0), являющиеся дополнительными по отношению к гравитац. силам притяжения, создаваемым обычной материей (тензором ). Эти дополнит. силы пропорц. расстоянию между точками и их часто называют гравитацией вакуума.

Космологич. член был введён Эйнштейном в ур-ния тяготения для того, чтобы построить стационарную модель Вселенной (см. Космологические модели). В этой модели силы притяжения обычной материи уравновешены силами гравитац. отталкивания вакуума (L>0).

После открытия расширения Вселенной аргументы Эйнштейна о необходимости условия L0 отпали и Эйнштейн отказался от этой гипотезы. Однако мн. специалисты считали, что следует писать ур-ния Эйнштейна (1) с К.п., а её знак и конкретное значение должны определить будущая физ. теория и астр. наблюдения. Сравнение темпа расширения Вселенной с возрастом небесных тел показывает, что в сегодняшней Вселенной <10^-55 см ^-2.

Формально космологич. член в ур-ниях (1) эквивалентен дополнит. члену в тензоре энергии-импульса. Этот член даёт след. значения для плотности энергии и давления р _Л:

Согласно совр. представлениям, в самом начале космологич. расширения во Вселенной могло существовать такое состояние особого скалярного поля (или полей), при к-ром осуществлялось ур-ние состояния (2) (см. Раздувающаяся Вселенная). Это т. н. состояние "ложного вакуума" (или, в более общем случае, "вакуумоподобное состояние "). При этом плотность "ложного вакуума " могла быть огромной 10⁷⁴ г/см ³ или больше и соответствующее значение L10⁴⁷ см ^-2. Именно гравитация "ложного вакуума" определяла тогда динамику расширения Вселенной. В дальнейшем энергия "ложного вакуума " перешла в энергию обычных частиц и космологич. член стал чрезвычайно малым или даже равным нулю (см. Космология).

Лит. см. при ст. Космология. И. Д. Новиков.

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия.Главный редактор А. М. Прохоров.1988.