Kosmologisk konstant

Den kosmologiske konstanten (vanligvis skrevet med den greske bokstaven lambda: Λ) ble fremsatt av Albert Einstein som del av hans generelle relativitetsteori, for å oppnå et statisk univers. Etter at Hubble-rødskiftet og Big Bang-modellen med et ekspanderende univers kom inn i bildet, la Einstein konseptet fra seg. Nye oppdagelser på 1990-tallet har imidlertid fornyet interessen for en kosmologisk konstant.
Enheten for Λ er 1/sekund². Konstanten er proporsjonal til energi-tettheten vakuumet ρ:

  
    
      
        Λ
        =
        
          
            
              8
              π
              G
            
            
              
                c
                
                  2
                
              
            
          
        
        ρ
      
    
    {\displaystyle \Lambda ={{8\pi G} \over {c^{2}}}\rho }
  hvor:

π er pi
G er gravitasjons-konstanten
c er lysets hastighet i vakuumTermen kan være positiv, negativ eller null. Den er energitettheten av tomt rom, den kan tenkes på som «kostnaden» av å ha rom. Den kosmologiske konstanten har negativt trykk. Hvis den var positiv, noe som ville bety at tomt rom hadde positiv energi, ville universets utvidelse ifølge den generelle relativitetsteorien akselerere (se mørk materie for detaljer).
Einstein la termen inn i ligningene for den generelle relativitetsteorien fordi han mislikte at ligningene hans ikke tillot et statisk univers. Gravitasjon ville forårsake et univers som i utgangspunktet var i dynamisk likevekt, til å begynne å trekke seg sammen. For å motvirke sammentrekningen, la Einstein inn den kosmologiske konstanten. Like etter at Einstein utviklet sin teori, gjorde Edwin Hubble observasjoner som indikerte at universet ikke er i likevekt, men snarere utvider seg. 
Einsteins ligninger leder heller ikke til et univers i likevekt, selv med den kosmologiske konstanten, fordi likevekten er ustabil: Hvis universet utvider seg litt, frigjør utvidelsen vakuumenergi, noe som forårsaker videre utvidelse. Likeledes vil et univers som trekker seg litt sammen, fortsette å trekke seg sammen. Slike små sammentrekninger er uunngåelige, da masse er ujevnt fordelt i universet.
Einstein forlot den kosmologiske konstanten, og kalte det «sitt livs største tabbe». Ironisk nok er den kosmologiske konstanten fortsatt av interesse. Sent på 1990-tallet ble det gjort observasjoner av en sammenheng mellom avstand og rødskift, noe som indikerer at universets utvidelse akselererer. Hvis man antar at Einsteins kosmologiske konstant har en veldig liten positiv verdi, gir den en god forklaring på dette.
Det verserer andre mulige årsaker til et akselererende univers, slik som kvintessens, men den kosmologiske konstanten er i de fleste henseender den mest økonomiske løsningen. Derfor inkluderer dagens kosmologiske standardmodell, Lambda-CDM-modellen, den kosmologiske konstanten, som er målt til å være i størrelsesorden 10-35s-2, eller 10-47GeV4, eller 10-29g/cm³, eller rundt 10-120 i reduserte Planck-enheter.

Uløst fysikk: Hvorfor forårsaker ikke null-punkt-energien i vakuum en stor kosmologisk konstant? Hva er det som utligner den?


== Se også ==
Vakuumenergi


== Litteratur ==
Ferguson, Kitty (1991). Stephen Hawking: Quest For A Theory Of Everything, Franklin Watts. ISBN 0-553-29895-X.


== Eksterne lenker ==
Carroll, Sean M., "The Cosmological Constant" (short), "The Cosmological Constant"(extended).
Lisa Dyson, Matthew Kleban, Leonard Susskind: "Disturbing Implications of a Cosmological Constant"