Специальная теория относительности · Пространство-время · Принцип эквивалентности · Мировая линия · Псевдориманово многообразие
 Задача Кеплера в ОТО · Гравитационное линзирование · Гравитационная волна · Увлечение инерциальных систем отсчёта  Расхождение геодезических  Горизонт событий Гравитационная сингулярность  Чёрная дыра  · Белая дыра Космологическая сингулярность Гравитомагнетизм
 Уравнения Эйнштейна · Космологическая постоянная · Линеаризованная ОТО · Постньютоновский формализм
 Параметризованный постньютоновский формализм · Теории типа Калуцы — Клейна · Квантовая гравитация · Альтернативные теории
 Точные решения:
Шварцшильда · Райсснера — Нордстрёма · Керра · Керра — Ньюмена · Гёделя · Казнера · 
Фридмана — Леметра — Робертсона — Уокера 
Приближённые решения:
Постньютоновский формализм · Ковариантная теория возмущений · Численная относительность
 General Relativity and Gravitation · Classical and Quantum Gravity · Гравитация и космология · Living Reviews in Relativity
 Гравитация · Золотой век ОТО
 Космологи́ческая постоя́нная, иногда называемая лямбда-член (от названия греческой буквы Λ, используемой для её обозначения в уравнениях общей теории относительности) — физическая постоянная, характеризующая свойства вакуума, которая вводится в общей теории относительности. С учётом космологической постоянной уравнения Эйнштейна имеют вид
 где 
  
    
      
        Λ
      
    
    {\displaystyle \Lambda }
  
 — космологическая постоянная, 
  
    
      
        
          g
          
            a
            b
          
        
      
    
    {\displaystyle g_{ab}}
  
 — метрический тензор, 
  
    
      
        
          R
          
            a
            b
          
        
      
    
    {\displaystyle R_{ab}}
  
 — тензор Риччи, 
  
    
      
        R
      
    
    {\displaystyle R}
  
 — скалярная кривизна, 
  
    
      
        
          T
          
            a
            b
          
        
      
    
    {\displaystyle T_{ab}}
  
 — тензор энергии-импульса, 
  
    
      
        c
      
    
    {\displaystyle c}
  
 — скорость света, 
  
    
      
        G
      
    
    {\displaystyle G}
  
 — гравитационная постоянная Ньютона. Размерность космологической постоянной в таких единицах соответствует размерности обратной площади, или обратному квадрату длины (в СИ — м−2).
 Космологическая постоянная была введена Эйнштейном для того, чтобы уравнения допускали пространственно однородное статическое решение. После построения теории эволюционирующей космологической модели Фридмана и получения подтверждающих её наблюдений, отсутствие такого решения у исходных уравнений Эйнштейна не рассматривается как недостаток теории.
 Перенесение в уравнениях Эйнштейна лямбда-члена в правую часть (т.е. его формальное включение в тензор энергии-импульса)
 демонстрирует, что при 
  
    
      
        Λ
        ≠
        0
      
    
    {\displaystyle \Lambda \neq 0}
  
 пустое пространство создаёт гравитационное поле (т.е. кривизну пространства-времени, описываемую левой частью уравнений) такое, как если бы в нём присутствовала материя с плотностью массы 
  
    
      
        
          ρ
          
            Λ
          
        
        =
        
          
            
              
                c
                
                  2
                
              
              Λ
            
            
              8
              π
              G
            
          
        
        ,
      
    
    {\displaystyle \rho _{\Lambda }={\frac {c^{2}\Lambda }{8\pi G}},}
  
 плотностью энергии 
  
    
      
        
          ε
          
            Λ
          
        
        =
        
          
            
              
                c
                
                  4
                
              
              Λ
            
            
              8
              π
              G
            
          
        
      
    
    {\displaystyle \varepsilon _{\Lambda }={\frac {c^{4}\Lambda }{8\pi G}}}
  
 и давлением 
  
    
      
        
          p
          
            Λ
          
        
        =
        −
        
          ε
          
            Λ
          
        
        .
      
    
    {\displaystyle p_{\Lambda }=-\varepsilon _{\Lambda }.}
  
 В этом смысле можно рассматривать плотность энергии вакуума и давление (точнее, тензор натяжений 
  
    
      
        −
        
          
            
              
                c
                
                  4
                
              
              Λ
            
            
              8
              π
              G
            
          
        
        
          g
          
            a
            b
          
        
      
    
    {\displaystyle -{\frac {c^{4}\Lambda }{8\pi G}}g_{ab}}
  
) вакуума. При этом релятивистская инвариантность не нарушается: 
  
    
      
        
          ε
          
            Λ
          
        
      
    
    {\displaystyle \varepsilon _{\Lambda }}
  
 и 
  
    
      
        
          p
          
            Λ
          
        
      
    
    {\displaystyle p_{\Lambda }}
  
 одинаковы в любой системе отсчёта, лямбда-член инвариантен по отношению к преобразованиям локальной группы Лоренца, что соответствует принципу лоренц-инвариантности вакуума в квантовой теории поля. С другой стороны, 
  
    
      
        Λ
        
          g
          
            a
            b
          
        
      
    
    {\displaystyle \Lambda g_{ab}}
  
 можно рассматривать как тензор энергии-импульса некоего статического космологического скалярного поля. Сейчас активно развиваются оба подхода, и не исключено, что вклад в космологическую постоянную дают оба этих эффекта.
 До 1997 года достоверных указаний на отличие космологической постоянной от нуля не было, поэтому она рассматривалась в общей теории относительности как необязательная величина, наличие которой зависит от эстетических предпочтений автора. В любом случае её величина (порядка 10−26 кг/м3) позволяет пренебрегать эффектами, связанными с её наличием, вплоть до масштабов скоплений галактик, то есть практически в любой рассматриваемой области, кроме космологии. В космологии, однако, наличие космологической постоянной может существенно изменять некоторые этапы эволюции наиболее распространённых космологических моделей. В частности, космологические модели с космологической постоянной предлагалось использовать для объяснения некоторых свойств распределения квазаров.
 В 1998 году двумя группами астрономов, изучавших сверхновые звёзды, практически одновременно было объявлено об открытии ускорения расширения Вселенной (см. тёмная энергия), которое предполагает в простейшем случае объяснения ненулевую положительную космологическую постоянную. К настоящему времени эта теория хорошо подтверждена наблюдениями, в частности, со спутников WMAP и Planck. Величина Λ = 1,0905·10−52 м−2, полученная в последних публикациях коллаборации Planck (2020 год) для стандартной космологической модели ΛCDM, соответствует плотности энергии вакуума 5,25⋅10−10 Дж/м3 (или плотности массы 5,84⋅10−27 кг/м3). Измеренное значение Λ ≈ 1/(10 млрд световых лет)2 близко к обратному квадрату современного радиуса наблюдаемой Вселенной; это совпадение с точностью до порядка, иными словами, близость плотностей тёмной энергии и материи (обычной и тёмной) в современной Вселенной, пока остаётся необъяснённым.
 По мнению многих физиков, занимающихся квантовой гравитацией, малая величина космологической постоянной трудно согласуется с предсказаниями квантовой физики и поэтому составляет отдельную проблему, именуемую «проблемой космологической постоянной». Всё дело в том, что у физиков нет теории, способной однозначно ответить на вопрос: почему космологическая постоянная так мала или вообще равна 0? Если рассматривать эту величину как тензор энергии-импульса вакуума, то она может интерпретироваться как суммарная энергия, которая находится в пустом пространстве. Естественным разумным значением такой величины считается её планковское значение, даваемое и различными расчётами энергии квантовых флуктуаций. Оно, однако, отличается от экспериментального на ~120 порядков, что некоторые авторы называют «худшим теоретическим предсказанием в истории физики». Естественная, ожидающаяся в теории величина космологической постоянной близка к обратному квадрату планковской длины LPl−2, тогда как наблюдающееся значение Λ ≈ 2,85·10−122 LPl−2.