This HTML5 document contains 298 embedded RDF statements represented using HTML+Microdata notation.

The embedded RDF content will be recognized by any processor of HTML5 Microdata.

Namespace Prefixes

PrefixIRI
dbpedia-nohttp://no.dbpedia.org/resource/
rdfhttp://www.w3.org/1999/02/22-rdf-syntax-ns#
dbpedia-jahttp://ja.dbpedia.org/resource/
n5http://lt.dbpedia.org/resource/
n33http://phys.unsw.edu.au/~jkw/hons/
dbphttp://dbpedia.org/property/
dbpedia-svhttp://sv.dbpedia.org/resource/
dbpedia-nlhttp://nl.dbpedia.org/resource/
n24https://www.theatlantic.com/technology/archive/2013/08/einstein-likely-never-said-one-of-his-most-oft-quoted-phrases/278508/
dbpedia-behttp://be.dbpedia.org/resource/
n76https://global.dbpedia.org/id/
dbpedia-trhttp://tr.dbpedia.org/resource/
dbpedia-plhttp://pl.dbpedia.org/resource/
dbpedia-cahttp://ca.dbpedia.org/resource/
n80https://archive.org/details/
goldhttp://purl.org/linguistics/gold/
dbpedia-ethttp://et.dbpedia.org/resource/
n72http://dbpedia.org/resource/File:
dbohttp://dbpedia.org/ontology/
dbpedia-elhttp://el.dbpedia.org/resource/
n49http://hosting.astro.cornell.edu/academics/courses/astro1109/readings/
dbpedia-afhttp://af.dbpedia.org/resource/
dbpedia-rohttp://ro.dbpedia.org/resource/
n64https://archive.today/20160519162257/http:/www.space.com/
dbpedia-zhhttp://zh.dbpedia.org/resource/
foafhttp://xmlns.com/foaf/0.1/
dbpedia-skhttp://sk.dbpedia.org/resource/
dbchttp://dbpedia.org/resource/Category:
dbpedia-pthttp://pt.dbpedia.org/resource/
dbpedia-ukhttp://uk.dbpedia.org/resource/
n62http://einstein-annalen.mpiwg-berlin.mpg.de/related_texts/
dbpedia-dehttp://de.dbpedia.org/resource/
n42https://web.archive.org/web/20011201205845/http:/pancake.uchicago.edu/~carroll/encyc/
xsdhhttp://www.w3.org/2001/XMLSchema#
n59https://web.archive.org/web/20190321062928/http:/einstein-annalen.mpiwg-berlin.mpg.de/related_texts/
n84http://cv.dbpedia.org/resource/
dbpedia-kohttp://ko.dbpedia.org/resource/
dbpedia-shhttp://sh.dbpedia.org/resource/
n45http://tl.dbpedia.org/resource/
dbpedia-gahttp://ga.dbpedia.org/resource/
dbpedia-ithttp://it.dbpedia.org/resource/
n44https://books.google.com/
dbpedia-idhttp://id.dbpedia.org/resource/
dbpedia-nnhttp://nn.dbpedia.org/resource/
dbpedia-cshttp://cs.dbpedia.org/resource/
dbpedia-bghttp://bg.dbpedia.org/resource/
n15http://tt.dbpedia.org/resource/
dbpedia-huhttp://hu.dbpedia.org/resource/
dctermshttp://purl.org/dc/terms/
n9https://ghostarchive.org/archive/20221009/http:/pa.brown.edu/articles/
n61http://ta.dbpedia.org/resource/
n17https://ghostarchive.org/archive/20221009/https:/repositories.lib.utexas.edu/bitstream/2152/61094/1/
provhttp://www.w3.org/ns/prov#
dbpedia-hehttp://he.dbpedia.org/resource/
dbpedia-frhttp://fr.dbpedia.org/resource/
wikidatahttp://www.wikidata.org/entity/
n19http://www.scholarpedia.org/article/
dbpedia-hrhttp://hr.dbpedia.org/resource/
dbpedia-eshttp://es.dbpedia.org/resource/
dbpedia-vihttp://vi.dbpedia.org/resource/
dbthttp://dbpedia.org/resource/Template:
n30https://preposterousuniverse.com/wp-content/uploads/
n16https://ghostarchive.org/archive/20221009/https:/preposterousuniverse.com/wp-content/uploads/
n91https://www.space.com/
dbrhttp://dbpedia.org/resource/
freebasehttp://rdf.freebase.com/ns/
n60http://d-nb.info/gnd/
n25http://pa.brown.edu/articles/
rdfshttp://www.w3.org/2000/01/rdf-schema#
n21http://www.sixtysymbols.com/videos/
dbpedia-euhttp://eu.dbpedia.org/resource/
n81https://archive.today/20130810062508/http:/www.theatlantic.com/technology/archive/2013/08/einstein-likely-never-said-one-of-his-most-oft-quoted-phrases/278508/
wikipedia-enhttp://en.wikipedia.org/wiki/
dbpedia-arhttp://ar.dbpedia.org/resource/
n12https://ghostarchive.org/archive/20221009/http:/phys.unsw.edu.au/~jkw/hons/
owlhttp://www.w3.org/2002/07/owl#
dbpedia-dahttp://da.dbpedia.org/resource/
dbpedia-fihttp://fi.dbpedia.org/resource/
n47https://web.archive.org/web/20040620123430/http:/www.livingreviews.org/
n7http://bn.dbpedia.org/resource/
dbpedia-slhttp://sl.dbpedia.org/resource/
dbpedia-fahttp://fa.dbpedia.org/resource/
dbpedia-thhttp://th.dbpedia.org/resource/
n20https://ghostarchive.org/archive/20221009/http:/hosting.astro.cornell.edu/academics/courses/astro1109/readings/
dbpedia-ruhttp://ru.dbpedia.org/resource/
n29http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/
n54https://repositories.lib.utexas.edu/bitstream/2152/61094/1/
n88http://bs.dbpedia.org/resource/
n89http://hy.dbpedia.org/resource/
n35https://web.archive.org/web/20070103073616/http:/super.colorado.edu/~michaele/Lambda/
n37http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/
n32http://
dbpedia-mshttp://ms.dbpedia.org/resource/

Statements

Subject Item
dbr:Cosmological_constant
rdf:type
dbo:Company owl:Thing
rdfs:label
Konstanta kosmologis Kosmologická konstanta Kosmologiska konstanten Kosmologische constante ثابت كوني Kosmologische Konstante Costante cosmologica Космологічна стала Constante cosmologique Cosmological constant Stała kosmologiczna Constant cosmològica Konstante kosmologiko Космологическая постоянная 우주상수 Constante cosmológica 宇宙定数 Constante cosmológica 宇宙學常數 Tairiseach cosmeolaíochta Κοσμολογική σταθερά
rdfs:comment
In cosmology, the cosmological constant (usually denoted by the Greek capital letter lambda: Λ), alternatively called Einstein's cosmological constant, is the constant coefficient of a term that Albert Einstein temporarily added to his field equations of general relativity. He later removed it. Much later it was revived and reinterpreted as the energy density of space, or vacuum energy, that arises in quantum mechanics. It is closely associated with the concept of dark energy. Космологічна стала — параметр рівняння Ейнштейна, яке описує метрику простору-часу та її зв'язок з речовиною. Позначається зазвичай грецькою літерою . Особливістю космологічної сталої є те, що вона є однаковою для всього простору. Альберт Ейнштейн дописав член із космологічною сталою до своїх рівнянь для того, щоб отримати стаціонарний Всесвіт. Однак, було показано, що отриманий Ейнштейном розв'язок все одно нестабільний. Окрім того, астрономічні спостереження показали, що Всесвіт розширюється, про що свідчить червоний зсув спектральних ліній. Тому Ейнштейн відмовився від космологічної сталої. Tairiseach a thug Einstein isteach sna cothromóidí do theoiric na coibhneasachta ginearálta chun samhail na Cruinne a bheith statach. Níos déanaí cheap sé gurbh earráid é sin. I é A a shiombail, tá a shín anaithnid, a mhéid níos lú ná 10-25 kg m3, agus uaireanta glactar mar nialas é. Sa chosmeolaíocht, baineann an méid is an tsín le forleathnú nó crapadh na Cruinne. Kosmologická konstanta, značka Λ (velká lambda), je fyzikální konstanta, kterou dočasně zavedl Albert Einstein pro uvedení výpočtů své obecné teorie relativity do souladu se stacionární teorií vesmíru. Později byla znovuzavedena pro hypotetickou temnou energii zrychlující rozpínání vesmíru. Con costante cosmologica (usualmente indicata con la lettera greca lambda maiuscola: ) ci si riferisce in generale a una componente di energia in grado di integrare il modello cosmologico derivante dalla relatività generale. 우주상수 (宇宙常數, cosmological constant, 기호 Λ)는 물리우주론에서, 진공의 에너지 밀도를 나타내는 기본 물리 상수다. 단위는 역제곱초(s−2)다. 역사적으로, 우주 상수는 알베르트 아인슈타인이 팽창하지 않는 우주 모형을 얻기 위하여 일반 상대성 이론의 아인슈타인 방정식에 우주 상수 항을 추가하면서 도입되었다. 이후 에드윈 허블이 우주가 실제로 팽창한다는 사실을 발견하자, 아인슈타인은 이 항의 도입을 철회하였다. 그러나 고전 물리학에서는 우주 상수가 없어도 되지만, 양자장론에서는 우주 상수가 자연스럽게 생긴다. 실제로 관측 결과 미세하지만 0이 아닌 작은 값의 우주 상수가 관측되었으나, 이는 양자론적인 예측값과 전혀 다르다 (우주 상수 문제). 아직 왜 우주 상수가 예측한 값보다 아주 작은지는 알려지지 않았다. 우주 상수는 공간 그 자체의 에너지를 나타내기 때문에, 우주론에서는 암흑 에너지에 속하고, 우주의 팽창에 기여한다. 우주상수는 로 표기한다. الثابت الكوني (بالإنجليزية: cosmological constant)‏ (يرمز له غالبا بالرمز لامبدا: Λ) هو ثابت فيزيائي وضعه العالم ألبرت أينشتاين حتي تتفق معادلاته مع مفهوم أن الكون ثابت وساكن غير متمدد، وهو ما ثبت خطؤه وقد تم إلغاء هذا الثابت فيما بعد، غير أن بعض القياسات الحديثة تقترح أن لهذا الثابت قيمة غير صفرية. Den kosmologiska konstanten, oftast betecknad med ett grekiskt versalt lambda: Λ, är en storhet inom kosmologin. Den infördes av Albert Einstein i den allmänna relativitetsteorin. Själv kallade Einstein den "sitt största misstag", men den kosmologiska konstanten spelar idag en avgörande roll i flera kosmologiska modeller. Den fysikaliska förklaringen av den kosmologiska konstanten är att den uppträder som motkraft till gravitation, alltså en repulsiv kraft mellan galaxer. Därmed skulle den kunna förklara att man experimentellt observerat att universums expansionshastighet ökar med tiden. Dalam kosmologi, konstanta kosmologis (biasanya dilambangkan dengan huruf kapital Yunani lambda: Λ) adalah kerapatan energi dari ruang, atau energi vakum, yang muncul dalam persamaan medan Albert Einstein dalam teori relativitas umum. Konstanta ini sering diasosiasikan dengan konsep energi gelap dan . 宇宙定数（うちゅうていすう、cosmological constant）は、アインシュタインの重力場方程式の中に現れる宇宙項（うちゅうこう）の係数。宇宙定数はスカラー量で、通常Λ（ラムダ）と書き表される。 De kosmologische constante wordt binnen de kwantummechanica gezien als de energie-inhoud van het vacuüm. Η κοσμολογική σταθερά (συνήθως συμβολίζεται με κεφαλαίο Λ) προτάθηκε από τον Άλμπερτ Αϊνστάιν ως μια τροποποίηση της αρχικής του θεωρίας της γενικής σχετικότητας ώστε να επιτύχει ένα . Μετά την ανακάλυψη από τον Χαμπλ της ερυθράς μετατόπισης του φάσματος των γαλαξιών (νόμος του Χαμπλ) και την εισαγωγή της αντίληψης του διαστελλόμενου σύμπαντος, ο Αϊνστάιν εγκατέλειψε την ιδέα. Ωστόσο, η ανακάλυψη της επιτάχυνσης της κοσμικής διαστολής κατά την δεκαετία του 1990 έχει ανανεώσει το ενδιαφέρον γύρω από την κοσμολογική σταθερά. A constante cosmológica (geralmente denotada por lambda maiúsculo ) foi proposta por Albert Einstein como uma modificação da teoria original da relatividade geral ao concluir um universo estacionário. Após a descoberta do deslocamento para o vermelho de Hubble e introdução do paradigma do universo em expansão, Einstein abandonou esse conceito. Entretanto, a descoberta de que a expansão do universo ainda está acelerando na década de 1990 renovou o interesse pela constante cosmológica. A constante cosmológica aparece nas equações de campo modificadas de Einstein na forma 宇宙學常數（cosmological constant）或宇宙常數由阿爾伯特·愛因斯坦首先提出，現前常標為希臘文「Λ」，與度規張量相乘後成為宇宙常數項而添加在愛因斯坦方程式中，使方程式能有靜態宇宙的解。若不加上此項，則廣義相對論所得原版本的愛因斯坦方程式會得到動態宇宙的結果。 這是出於愛因斯坦對靜態宇宙的哲學信念。在哈伯提出膨脹宇宙的天文觀測結果哈伯紅移後，愛因斯坦放棄宇宙學常數，認為是他「一生中最大的錯誤」。 但是1998年天文物理與宇宙學對宇宙加速膨脹的研究則讓宇宙學常數死而復生，認為雖然其值很小，但可能不為零。宇宙常數項的貢獻被認為與暗能量有關。 Die kosmologische Konstante (gewöhnlich abgekürzt durch das große griechische Lambda ) ist eine physikalische Konstante in Albert Einsteins Gleichungen der allgemeinen Relativitätstheorie, welche die Gravitationskraft als geometrische Krümmung der Raumzeit beschreibt. In SI-Einheiten hat die Dimension 1/L2 (Einheit: m−2). Ihr Wert kann a priori positiv, negativ oder null sein. Erlatibitate orokorraren teorian, konstante kosmologikoa (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. 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. Hala ere, 1998an aurkitu zen azelerazio kosmikoak (2011an, Fisikako Nobel Sariaren erantzule izan zen) konstante kosmologikoarekiko jakin-min eta interesa berpiztu du. La constante cosmologique est un paramètre ajouté par Einstein en février 1917 à ses équations de la relativité générale (1915), dans le but de rendre sa théorie compatible avec l'idée qu'il avait alors d'un Univers statique. La constant cosmològica és un terme representat per Λ afegit per Albert Einstein a les seves equacions del camp gravitatori, amb l'objecte que hi hagués una solució en forma d'univers estàtic. Mesura la curvatura d'un espai buit en el qual no hi ha cap camp gravitatori. Finalment, Edwin Hubble trobà indicis que moltes de les anomenades, en aquell temps, nebuloses eren objectes exteriors a la Via Làctia, i com aquesta, galàxies molt extenses i que, segons la hipòtesi del mateix Hubble, s'allunyaven de la nostra galàxia a una velocitat que augmentava amb la distància. En relatividad general, la constante cosmológica (denotada usualmente por Lambda, ) es una constante propuesta por Albert Einstein en 1917​ como una modificación de su ecuación original del campo gravitatorio para conseguir una solución que diera un universo estático. Einstein rechazó esta idea en 1931 una vez que el corrimiento al rojo de las galaxias observado por Edwin Hubble sugiriese que el universo no era estático y de que Eddington demostrara en 1930 que el universo estático de la relatividad general con constante cosmológica era inestable.​ Sin embargo, el descubrimiento de la aceleración cósmica en 1998 que consiguió el Premio Nobel de Física en 2011,​ ha renovado el interés en la constante cosmológica. Stała kosmologiczna (zazwyczaj oznaczana wielką literą lambda – Λ) – stała zaproponowana przez Alberta Einsteina jako modyfikacja do jego własnej ogólnej teorii względności mająca pomóc w wyjaśnieniu modelu kosmologicznego Wszechświata znanego jako statyczny model Wszechświata. Stała kosmologiczna Einsteina jest niezależna od czasu i przestrzeni. Odkrycie w 1929 prawa Hubble’a, potwierdzające rozszerzanie się Wszechświata, kwestionowało wprowadzenie tej stałej. Również w samej konstrukcji teorii względności taki dodatek był sztuczny. Sam Einstein wprowadzenie tej stałej nazwał największą pomyłką swojego życia. 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 Перенесение в уравнениях Эйнштейна лямбда-члена в правую часть (т.е. его формальное включение в тензор энергии-импульса)
rdfs:seeAlso
dbr:Cosmological_constant_problem
foaf:homepage
n32:space.com
foaf:depiction
n29:080998_Universe_Content_240_after_Planck.jpg n29:CMB_Timeline300_no_WMAP.jpg n29:Lambda-Cold_Dark_Matter,_Accelerated_Expansion_of_the_Universe,_Big_Bang-Inflation.jpg
dcterms:subject
dbc:General_relativity dbc:Astronomical_hypotheses dbc:Theories_of_gravity dbc:Albert_Einstein dbc:Dark_energy dbc:Physical_cosmology dbc:Big_Bang
dbo:wikiPageID
38992
dbo:wikiPageRevisionID
1120909275
dbo:wikiPageWikiLink
dbr:Brian_Schmidt dbr:Quintessence_(physics) dbr:Classical_unified_field_theories dbc:General_relativity dbr:Ground_state dbr:Stress–energy_tensor dbr:Zero-point_energy dbr:Edwin_Hubble dbr:Georges_Lemaître dbr:Dark_energy dbr:Planck_length dbr:Prussian_Academy_of_Sciences dbc:Astronomical_hypotheses dbr:Planck_scale dbr:Dimensional_analysis dbr:Planck_Collaboration dbr:Metric_tensor_(general_relativity) dbr:Quantum_electrodynamics dbr:Static_universe dbr:Sean_M._Carroll dbr:Brady_Haran dbr:Unsolved_problems_in_physics dbr:CMB_dipole dbr:Field_equations dbr:De_Sitter_invariant_special_relativity dbr:Holographic_principle dbr:Accelerating_universe dbc:Theories_of_gravity dbr:General_relativity dbr:Swampland_(physics) dbc:Albert_Einstein dbr:Vacuum_state dbr:Affine_connection dbr:Arthur_Stanley_Eddington dbr:String_theory_landscape dbr:Vacuum_energy dbr:University_of_Nottingham dbr:Albert_Einstein dbr:Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker_metric dbr:Inverse_gambler's_fallacy dbr:Erwin_Schrödinger dbr:Quantum_fields dbr:Gerardus_'t_Hooft dbr:Pressure dbr:Alexander_Vilenkin dbr:Occam's_razor dbr:Cosmic_microwave_background dbr:Accelerating_expansion_of_the_universe dbr:Willem_de_Sitter dbc:Dark_energy dbr:Entropy dbr:Naturalness_(physics) dbr:Milky_Way dbr:Higgs_mechanism dbr:Lambdavacuum_solution dbr:Type_Ia_supernovae dbr:Cosmological_time dbr:Speed_of_light dbr:Fine-tuning dbc:Physical_cosmology dbr:Leonard_Susskind dbr:Inflaton dbr:Adam_Riess dbr:Einstein_field_equations dbr:Supersymmetry dbr:Equation_of_state_(cosmology) dbr:Epistemology dbc:Big_Bang dbr:Big_Rip dbr:Cosmic_inflation dbr:Cosmic_microwave_background_radiation dbr:Steven_Weinberg n72:080998_Universe_Content_240_after_Planck.jpg dbr:Alexander_Friedmann dbr:Cosmological_principle dbr:Standard_cosmological_model dbr:Scholarpedia dbr:Friedmann_equations dbr:Effective_field_theory dbr:Spacetime dbr:Redshift dbr:Equilibrium_point n72:Lambda-Cold_Dark_Matter,_Accelerated_Expansion_of_the_Universe,_Big_Bang-Inflation.jpg dbr:Cosmological_constant_problem dbr:Alexander_Alexandrovich_Friedmann dbr:History_of_variational_principles_in_physics dbr:Hubble's_Law dbr:Gauge_theory dbr:Saul_Perlmutter dbr:Gravitational_constant dbr:Vacuum n72:CMB_Timeline300_no_WMAP.jpg dbr:Multiverse dbr:Unruh_effect dbr:Quantum_field_theory dbr:Anthropic_principle dbr:Quantum_fluctuation dbr:Quantum_mechanics dbr:Lambda dbr:Particle_physics dbr:Lambda-CDM_model dbr:Physical_cosmology dbr:Physics dbr:Hubble_tension dbr:Energy_density dbr:Ricci_tensor
dbo:wikiPageExternalLink
n9:Nature_Vol448_20070719_UnseenUniverse.pdf n12:barr_webb_sciam11.pdf n16:cpt92.pdf n17:Weinberg_1989.pdf n19:Cosmological_constant n20:AConstantProblem.pdf n21:cosmological.htm%7Cwork=Sixty n24: n25:Nature_Vol448_20070719_UnseenUniverse.pdf n30:cpt92.pdf n33:barr_webb_sciam11.pdf n35:lambda.html n37:6156110.stm n42: n44:books%3Fid=5dryXCWR7EIC%7Coclc=903178203%7Clccn=2006277059 n47:lrr-2001-1 n49:AConstantProblem.pdf n44:books%3Fid=Bna5p4vJtucC%7Clccn=84005473%7Coclc=12397205 n54:Weinberg_1989.pdf n59:sitzungsberichte n62:sitzungsberichte n64:20929-dark-energy.html n80:manyworldsinoneo00vile n81: n91:20929-dark-energy.html
owl:sameAs
n5:Kosmologinė_konstanta dbpedia-fr:Constante_cosmologique n7:মহাজাগতিক_ধ্রুবক dbpedia-sh:Kozmološka_konstanta n15:Космологик_даими dbpedia-el:Κοσμολογική_σταθερά dbpedia-sv:Kosmologiska_konstanten dbpedia-de:Kosmologische_Konstante dbpedia-zh:宇宙學常數 dbpedia-nl:Kosmologische_constante dbpedia-hu:Kozmológiai_állandó dbpedia-ga:Tairiseach_cosmeolaíochta dbpedia-bg:Космологична_константа dbpedia-uk:Космологічна_стала dbpedia-be:Касмалагічная_пастаянная dbpedia-ru:Космологическая_постоянная n45:Konstanteng_kosmolohikal freebase:m.09qm6 dbpedia-sk:Kozmologická_konštanta dbpedia-ca:Constant_cosmològica dbpedia-fi:Kosmologinen_vakio dbpedia-tr:Kozmolojik_sabit dbpedia-cs:Kosmologická_konstanta dbpedia-sl:Kozmološka_konstanta wikidata:Q59151 dbpedia-it:Costante_cosmologica dbpedia-ar:ثابت_كوني n60:4571605-5 n61:அண்டவியல்_மாறிலி dbpedia-es:Constante_cosmológica dbpedia-no:Kosmologisk_konstant dbpedia-ko:우주상수 dbpedia-ro:Constanta_cosmologică dbpedia-th:ค่าคงตัวจักรวาล dbpedia-ja:宇宙定数 dbpedia-vi:Hằng_số_vũ_trụ dbpedia-af:Kosmologiese_konstante dbpedia-ms:Pemalar_kosmologi dbpedia-da:Den_kosmologiske_konstant n76:4nSso dbpedia-nn:Kosmologisk_konstant dbpedia-pl:Stała_kosmologiczna dbpedia-pt:Constante_cosmológica dbpedia-et:Kosmoloogiline_konstant n84:Космологилле_константтă dbpedia-hr:Kozmološka_konstanta dbpedia-id:Konstanta_kosmologis dbpedia-fa:ثابت_کیهان‌شناسی n88:Kosmološka_konstanta n89:Կոսմոլոգիական_հաստատուն dbpedia-eu:Konstante_kosmologiko dbpedia-he:הקבוע_הקוסמולוגי
dbp:wikiPageUsesTemplate
dbt:Short_description dbt:Val dbt:Portal_bar dbt:Div_col dbt:Div_col_end dbt:See_also dbt:Mvar dbt:Einstein dbt:Harvid dbt:Cosmology dbt:Math dbt:Refend dbt:Reflist dbt:Unsolved dbt:Refbegin dbt:= dbt:Sub dbt:Cite_web dbt:Authority_control dbt:Cite_journal dbt:Standard_model_of_physics dbt:Cite_book dbt:Sister_project_links dbt:Sup dbt:Citation_needed
dbo:thumbnail
n29:CMB_Timeline300_no_WMAP.jpg?width=300
dbp:e
-52 -35 17
dbp:u
m-2 m.s-2 s-2
dbo:abstract
A constante cosmológica (geralmente denotada por lambda maiúsculo ) foi proposta por Albert Einstein como uma modificação da teoria original da relatividade geral ao concluir um universo estacionário. Após a descoberta do deslocamento para o vermelho de Hubble e introdução do paradigma do universo em expansão, Einstein abandonou esse conceito. Entretanto, a descoberta de que a expansão do universo ainda está acelerando na década de 1990 renovou o interesse pela constante cosmológica. A constante cosmológica aparece nas equações de campo modificadas de Einstein na forma onde R e g pertencem à estrutura do espaço-tempo, T pertence à matéria, e G e c são fatores de conversão com o qual surge do uso tradicional de unidades de medida. Quando é zero, ela se reduz à equação de campo original da relatividade. Quando é zero, a equação de campo descreve um espaço vazio (o vácuo). As unidades de são segundo-2. A constante cosmológica possui o mesmo efeito de uma densidade de energia intrínseca do vácuo, . Neste contexto, é comumente definida como fator proporcional a : , onde conversões modernas da relatividade geral já estão inseridas (do contrário, os fatores e também apareceriam). Den kosmologiska konstanten, oftast betecknad med ett grekiskt versalt lambda: Λ, är en storhet inom kosmologin. Den infördes av Albert Einstein i den allmänna relativitetsteorin. Själv kallade Einstein den "sitt största misstag", men den kosmologiska konstanten spelar idag en avgörande roll i flera kosmologiska modeller. Den fysikaliska förklaringen av den kosmologiska konstanten är att den uppträder som motkraft till gravitation, alltså en repulsiv kraft mellan galaxer. Därmed skulle den kunna förklara att man experimentellt observerat att universums expansionshastighet ökar med tiden. Космологічна стала — параметр рівняння Ейнштейна, яке описує метрику простору-часу та її зв'язок з речовиною. Позначається зазвичай грецькою літерою . Особливістю космологічної сталої є те, що вона є однаковою для всього простору. Альберт Ейнштейн дописав член із космологічною сталою до своїх рівнянь для того, щоб отримати стаціонарний Всесвіт. Однак, було показано, що отриманий Ейнштейном розв'язок все одно нестабільний. Окрім того, астрономічні спостереження показали, що Всесвіт розширюється, про що свідчить червоний зсув спектральних ліній. Тому Ейнштейн відмовився від космологічної сталої. Однак, інтерес до космологічної сталої відновився у зв'язку з новими спостереженнями над рухом галактик, які свідчать про існування у Всесвіті більшої маси, ніж можна спостерігати — темної матерії. Тому точне числове значення космологічної сталої залишається невідомим. Хоча космологічна стала входить у рівняння Ейнштейна окремим членом, їх можна переписати таким чином, щоб включити цей член в тензор енергії-імпульсу й інтерпретувати як сталу всюди енергію вакууму, або темну енергію. 우주상수 (宇宙常數, cosmological constant, 기호 Λ)는 물리우주론에서, 진공의 에너지 밀도를 나타내는 기본 물리 상수다. 단위는 역제곱초(s−2)다. 역사적으로, 우주 상수는 알베르트 아인슈타인이 팽창하지 않는 우주 모형을 얻기 위하여 일반 상대성 이론의 아인슈타인 방정식에 우주 상수 항을 추가하면서 도입되었다. 이후 에드윈 허블이 우주가 실제로 팽창한다는 사실을 발견하자, 아인슈타인은 이 항의 도입을 철회하였다. 그러나 고전 물리학에서는 우주 상수가 없어도 되지만, 양자장론에서는 우주 상수가 자연스럽게 생긴다. 실제로 관측 결과 미세하지만 0이 아닌 작은 값의 우주 상수가 관측되었으나, 이는 양자론적인 예측값과 전혀 다르다 (우주 상수 문제). 아직 왜 우주 상수가 예측한 값보다 아주 작은지는 알려지지 않았다. 우주 상수는 공간 그 자체의 에너지를 나타내기 때문에, 우주론에서는 암흑 에너지에 속하고, 우주의 팽창에 기여한다. 우주상수는 로 표기한다. En relatividad general, la constante cosmológica (denotada usualmente por Lambda, ) es una constante propuesta por Albert Einstein en 1917​ como una modificación de su ecuación original del campo gravitatorio para conseguir una solución que diera un universo estático. Einstein rechazó esta idea en 1931 una vez que el corrimiento al rojo de las galaxias observado por Edwin Hubble sugiriese que el universo no era estático y de que Eddington demostrara en 1930 que el universo estático de la relatividad general con constante cosmológica era inestable.​ Sin embargo, el descubrimiento de la aceleración cósmica en 1998 que consiguió el Premio Nobel de Física en 2011,​ ha renovado el interés en la constante cosmológica. Stała kosmologiczna (zazwyczaj oznaczana wielką literą lambda – Λ) – stała zaproponowana przez Alberta Einsteina jako modyfikacja do jego własnej ogólnej teorii względności mająca pomóc w wyjaśnieniu modelu kosmologicznego Wszechświata znanego jako statyczny model Wszechświata. Stała kosmologiczna Einsteina jest niezależna od czasu i przestrzeni. Odkrycie w 1929 prawa Hubble’a, potwierdzające rozszerzanie się Wszechświata, kwestionowało wprowadzenie tej stałej. Również w samej konstrukcji teorii względności taki dodatek był sztuczny. Sam Einstein wprowadzenie tej stałej nazwał największą pomyłką swojego życia. O koncepcji stałej kosmologicznej przypomniano sobie podczas prób kwantowania pola grawitacyjnego. Energia próżni, zakrzywiająca przestrzeń, zachowuje się analogicznie do stałej kosmologicznej: ciśnienie jest równe minus gęstości energii. Jednakże na gruncie obecnej teorii cząstek elementarnych, wartość energii próżni oszacowana na podstawie skali Plancka przekracza o kilkadziesiąt rzędów wielkości wielkość akceptowalną z punktu widzenia kosmologii, a w szczególności obserwowanych rozmiarów Wszechświata. Od lat 90. o stałej kosmologicznej mówi się z powodu obserwacji dalekich supernowych, z których wynika, że Wszechświat rozszerza się coraz szybciej zamiast coraz wolniej. Można to wyjaśnić zakładając, że gęstość energii-materii jest zdominowana przez ciemną energię lub właśnie stałą kosmologiczną. Ponadto okazało się, że wiek Wszechświata oszacowany na podstawie obserwacji najstarszych gromad kulistych, powinien wynosić ponad 13 miliardów lat. W modelu Einsteina – de Sittera (bez stałej kosmologicznej) byłby on za mały w porównaniu z obserwacjami, przy założeniu stałej Hubble’a około 70 km/s/Mpc. Równanie pola ma następująca postać: gdzie: – tensor krzywizny Ricciego, – skalar krzywizny Ricciego, – tensor metryczny, – stała kosmologiczna, – tensor energii-pędu, – liczba pi, – prędkość światła w próżni, – stała grawitacji. Wyraz ze stałą kosmologiczną można przenieść na drugą stronę równania Einsteina i zinterpretować jako tensor energii-pędu Stała kosmologiczna odpowiada materii, której ciśnienie jest ujemne. można zapisać jako z Człon podobnie jak skalar krzywizny przestrzeni, ma wymiar odwrotności powierzchni [m−2]. Przyjmuje się, że stała kosmologiczna jest bardzo bliska zera. Stała kosmologiczna o wartości dodatniej oznacza ujemne ciśnienie, a zatem przyspieszoną ekspansję próżni. Istnienie stałej kosmologicznej jest związane z ciemną energią (w XXI wieku określenie to jest coraz częściej używane w pracach kosmologów jako określenie neutralne) oraz z kosmiczną inflacją. Jako alternatywa dla energii próżni, rozważane jest pole skalarne występujące w roli ciemnej energii. Pole takie nazywane jest kwintesencją (wg Arystotelesa – piąty element przyrody). Stała kosmologiczna jest często uznawana za szczególny przypadek kwintesencji, z równaniem stanu w którym Z kolei z równań Einsteina wynika, iż aby uzyskać efekt przyspieszonej ekspansji, musi pojawić się W ogólności, współczynnik w równaniu stanu nie musi być stały w czasie i może zależeć od przesunięcia ku czerwieni. Proponowane są różne modele potencjału pola skalarnego, szybko i wolnozmienne. Jednym z egzotycznych modeli jest tzw. gaz Czapłygina, w którym ciśnienie zależy od gęstości nieliniowo. Bezpośrednia rekonstrukcja postaci potencjału pola skalarnego na podstawie danych obserwacyjnych byłaby obecnie bardzo trudna, ponieważ dane dla najdalszych supernowych sięgają tylko do około z=1,5. W 2017 roku kilka zespołów badawczych przedstawiło analizy danych obserwacyjnych, zgodnie z którymi wartość stałej kosmologicznej zwiększa się wraz z wiekiem wszechświata. 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 — космологическая постоянная, — метрический тензор, — тензор Риччи, — скалярная кривизна, — тензор энергии-импульса, — скорость света, — 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 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 плотностью энергии и давлением В этом смысле можно рассматривать плотность энергии вакуума и давление (точнее, тензор натяжений ) вакуума. При этом релятивистская инвариантность не нарушается: и 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, 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. الثابت الكوني (بالإنجليزية: cosmological constant)‏ (يرمز له غالبا بالرمز لامبدا: Λ) هو ثابت فيزيائي وضعه العالم ألبرت أينشتاين حتي تتفق معادلاته مع مفهوم أن الكون ثابت وساكن غير متمدد، وهو ما ثبت خطؤه وقد تم إلغاء هذا الثابت فيما بعد، غير أن بعض القياسات الحديثة تقترح أن لهذا الثابت قيمة غير صفرية. قدم «آينشتاين» هذا المفهوم في الأصل عام 1917، لموازنة آثار الجاذبية لتحقيق الكون الساكن في النسبية العامة، وهي وجهة النظر المقبولة في ذلك الوقت. تخلى آينشتاين عن المفهوم في عام 1931 بعد اكتشاف «هابل» حقيقة توسع الكون. من الثلاثينات وحتى أواخر التسعينات، افترض معظم الفيزيائيين أن الثابت الكوني يساوي الصفر. تغير هذا مع الاكتشاف المفاجئ في عام 1998 الذي أظهر تسارع توسع الكون، ما يعني إمكانية وجود قيمة غير صفرية موجبة للثابت الكوني. منذ التسعينات، أظهرت الدراسات أن نحو 68% من كثافة طاقة وكتلة الكون يمكن أن تُعزى إلى ما يسمى بالطاقة المظلمة. الثابت الكوني (لامبدا Λ) هو أبسط تفسير ممكن للطاقة المظلمة، ويستخدم في النموذج القياسي الحالي لعلم الكونيات المعروف باسم «نموذج لامبدا سي دي إم». في حين أن الطاقة المظلمة غير مفهومة بشكل جيد على المستوى الأساسي، تشير الخصائص الأساسية المطلوبة للطاقة المظلمة إلى وظيفتها كنوع من أنواع الجاذبية المضادة، إذ تخف كثافتها ببطء مع توسع الكون أكثر بكثير من المادة، وتتجمع مكونةً عناقيد بشكل أضعف بكثير من المادة، أو ربما لا تفعل ذلك الإطلاق. وفقًا لـ «نظرية الحقل الكمومي» (كيو إف تي) التي تقوم عليها فيزياء الجسيمات الحديثة، يُعرف الفضاء الفارغ من خلال «الفراغ الكمي» التي هي عبارة عن مجموعة من الحقول الكمومية. تختبر كل هذه الحقول الكمومية تقلبات في حالتها القاعية (أدنى كثافة لطاقة) الناشئة عن «طاقة النقطة الصفر» الموجودة في كل مكان في الفضاء. يجب أن تساهم تقلبات نقطة الصفر هذه في الثابت الكوني لامبدا، ولكن عند إجراء العمليات الحسابية، تولد هذه التقلبات طاقة فراغ هائلة. يعد التناقض بين طاقة الفراغ النظرية في نظرية الحقل الكمومي وطاقة الفراغ المرصودة من علم الكونيات مصدرًا لخلاف كبير، إذ تتجاوز قيم التنبؤات القيم المرصودة بنحو 120 قيمة أسية، وهو تناقض أطلِق عليه لقب «أسوأ تنبؤ نظري في تاريخ الفيزياء!». يُطلق على هذه المعضلة اسم «مشكلة الثابت الكوني» وهي إحدى أعظم الألغاز في العلم، إذ يعتقد العديد من علماء الفيزياء أن «الفراغ يحمل مفتاح الفهم الكامل للطبيعة». Η κοσμολογική σταθερά (συνήθως συμβολίζεται με κεφαλαίο Λ) προτάθηκε από τον Άλμπερτ Αϊνστάιν ως μια τροποποίηση της αρχικής του θεωρίας της γενικής σχετικότητας ώστε να επιτύχει ένα . Μετά την ανακάλυψη από τον Χαμπλ της ερυθράς μετατόπισης του φάσματος των γαλαξιών (νόμος του Χαμπλ) και την εισαγωγή της αντίληψης του διαστελλόμενου σύμπαντος, ο Αϊνστάιν εγκατέλειψε την ιδέα. Ωστόσο, η ανακάλυψη της επιτάχυνσης της κοσμικής διαστολής κατά την δεκαετία του 1990 έχει ανανεώσει το ενδιαφέρον γύρω από την κοσμολογική σταθερά. Erlatibitate orokorraren teorian, konstante kosmologikoa (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. 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. Hala ere, 1998an aurkitu zen azelerazio kosmikoak (2011an, Fisikako Nobel Sariaren erantzule izan zen) konstante kosmologikoarekiko jakin-min eta interesa berpiztu du. 宇宙學常數（cosmological constant）或宇宙常數由阿爾伯特·愛因斯坦首先提出，現前常標為希臘文「Λ」，與度規張量相乘後成為宇宙常數項而添加在愛因斯坦方程式中，使方程式能有靜態宇宙的解。若不加上此項，則廣義相對論所得原版本的愛因斯坦方程式會得到動態宇宙的結果。 這是出於愛因斯坦對靜態宇宙的哲學信念。在哈伯提出膨脹宇宙的天文觀測結果哈伯紅移後，愛因斯坦放棄宇宙學常數，認為是他「一生中最大的錯誤」。 但是1998年天文物理與宇宙學對宇宙加速膨脹的研究則讓宇宙學常數死而復生，認為雖然其值很小，但可能不為零。宇宙常數項的貢獻被認為與暗能量有關。 La constante cosmologique est un paramètre ajouté par Einstein en février 1917 à ses équations de la relativité générale (1915), dans le but de rendre sa théorie compatible avec l'idée qu'il avait alors d'un Univers statique. La constante cosmologique est notée col. 1''s.v.''cosmological_constant_4-0" class="reference">col. 1''s.v.''constante_cosmologique_5-0" class="reference">. Elle a la dimension d'une courbure de l'espace, en m−2. Depuis les années 1990, les développements de la cosmologie ont montré que l'expansion de l'Univers, interprétée en termes de masse et d'énergie, pouvait être attribuée à 68 % à une « énergie sombre » dont l'effet est celui de la constante cosmologique. Le mécanisme suivant lequel cette constante se manifeste reste mystérieux ; sa principale conséquence est qu'elle induit une sorte d'anti-gravité. Elle a le même effet qu'une densité d'énergie du vide intrinsèque , associée à une pression négative . Tairiseach a thug Einstein isteach sna cothromóidí do theoiric na coibhneasachta ginearálta chun samhail na Cruinne a bheith statach. Níos déanaí cheap sé gurbh earráid é sin. I é A a shiombail, tá a shín anaithnid, a mhéid níos lú ná 10-25 kg m3, agus uaireanta glactar mar nialas é. Sa chosmeolaíocht, baineann an méid is an tsín le forleathnú nó crapadh na Cruinne. Die kosmologische Konstante (gewöhnlich abgekürzt durch das große griechische Lambda ) ist eine physikalische Konstante in Albert Einsteins Gleichungen der allgemeinen Relativitätstheorie, welche die Gravitationskraft als geometrische Krümmung der Raumzeit beschreibt. In SI-Einheiten hat die Dimension 1/L2 (Einheit: m−2). Ihr Wert kann a priori positiv, negativ oder null sein. La constant cosmològica és un terme representat per Λ afegit per Albert Einstein a les seves equacions del camp gravitatori, amb l'objecte que hi hagués una solució en forma d'univers estàtic. Mesura la curvatura d'un espai buit en el qual no hi ha cap camp gravitatori. Albert Einstein pensava que vivíem en un univers estàtic. En intentar escriure les equacions de la relativitat general, es va trobar amb un problema: si només existís la gravetat, totes les coses de l'Univers es col·lapsarien en un punt, potser un forat negre. Òbviament, l'Univers real no era així i semblava estable així que Einstein va afegir un altre terme a la seva teoria per contrarestar la gravetat a fi que les seves equacions fossin correctes. Amb el temps va considerar que la introducció d'aquesta constant «antigravitatòria» havia estat el seu error més greu i la va deixar de fer servir, tal com van fer altres físics. El terme va ser conservat però se li va atorgar un valor zero per descartar-lo. A la dècada de 1990, dos grups d'astrònoms que dibuixaven un mapa de les supernoves llunyanes van descobrir un patró que suggeria que l'expansió de l'Univers no era constant, com deia la llei de Hubble, sinó que patia una acceleració. Aquest fet va sorprendre la comunitat cosmològica i encara avui es discuteix. Els resultats aportats pels estudis de les supernoves encaixaven amb les equacions d'Einstein, però només després de passar el valor de Λ de zero a 0,7. Un altre cop calia una nova força repulsiva que contrarestés la gravetat, aquest terme d'energia negativa es va batejar amb el nom d'energia fosca. Finalment, Edwin Hubble trobà indicis que moltes de les anomenades, en aquell temps, nebuloses eren objectes exteriors a la Via Làctia, i com aquesta, galàxies molt extenses i que, segons la hipòtesi del mateix Hubble, s'allunyaven de la nostra galàxia a una velocitat que augmentava amb la distància. De kosmologische constante wordt binnen de kwantummechanica gezien als de energie-inhoud van het vacuüm. 宇宙定数（うちゅうていすう、cosmological constant）は、アインシュタインの重力場方程式の中に現れる宇宙項（うちゅうこう）の係数。宇宙定数はスカラー量で、通常Λ（ラムダ）と書き表される。 In cosmology, the cosmological constant (usually denoted by the Greek capital letter lambda: Λ), alternatively called Einstein's cosmological constant, is the constant coefficient of a term that Albert Einstein temporarily added to his field equations of general relativity. He later removed it. Much later it was revived and reinterpreted as the energy density of space, or vacuum energy, that arises in quantum mechanics. It is closely associated with the concept of dark energy. Einstein originally introduced the constant in 1917 to counterbalance the effect of gravity and achieve a static universe, a notion that was the accepted view at the time. Einstein's cosmological constant was abandoned after Edwin Hubble's confirmation that the universe was expanding. From the 1930s until the late 1990s, most physicists agreed with Einstein's choice of setting the cosmological constant to zero. That changed with the discovery in 1998 that the expansion of the universe is accelerating, implying that the cosmological constant may have a positive value. Since the 1990s, studies have shown that, assuming the cosmological principle, around 68% of the mass–energy density of the universe can be attributed to so-called dark energy. The cosmological constant Λ is the simplest possible explanation for dark energy, and is used in the current standard model of cosmology known as the ΛCDM model. According to quantum field theory (QFT), which underlies modern particle physics, empty space is defined by the vacuum state, which is composed of a collection of quantum fields. All these quantum fields exhibit fluctuations in their ground state (lowest energy density) arising from the zero-point energy present everywhere in space. These zero-point fluctuations should act as a contribution to the cosmological constant Λ, but when calculations are performed, these fluctuations give rise to an enormous vacuum energy. The discrepancy between theorized vacuum energy from quantum field theory and observed vacuum energy from cosmology is a source of major contention, with the values predicted exceeding observation by some 120 orders of magnitude, a discrepancy that has been called "the worst theoretical prediction in the history of physics". This issue is called the cosmological constant problem and it is one of the greatest mysteries in science with many physicists believing that "the vacuum holds the key to a full understanding of nature". Kosmologická konstanta, značka Λ (velká lambda), je fyzikální konstanta, kterou dočasně zavedl Albert Einstein pro uvedení výpočtů své obecné teorie relativity do souladu se stacionární teorií vesmíru. Později byla znovuzavedena pro hypotetickou temnou energii zrychlující rozpínání vesmíru. Dalam kosmologi, konstanta kosmologis (biasanya dilambangkan dengan huruf kapital Yunani lambda: Λ) adalah kerapatan energi dari ruang, atau energi vakum, yang muncul dalam persamaan medan Albert Einstein dalam teori relativitas umum. Konstanta ini sering diasosiasikan dengan konsep energi gelap dan . Einstein awalnya mengemukakan konsep ini pada tahun 1917 untuk mengimbangi pengaruh gravitasi dan menghasilkan alam semesta statis, gagasan yang dipandang benar pada saat itu. Einstein meninggalkan konsep tersebut pada tahun 1931 setelah Hubble menemukan bahwa alam semesta meluas. Dari 1930-an sampai akhir 1990-an, kebanyakan fisikawan berasumsi bahwa konstanta kosmologis bernilai sama dengan nol. Pandangan tersebut berubah ketika ditemukan pada tahun 1998 bahwa perluasan alam semesta rupanya dipercepat, mengimplikasikan kemungkinan bahwa konstanta kosmologis bernilai positif bukan nol. Sejak 1990-an, penelitian telah menunjukkan bahwa sekitar 68% dari kerapatan massa–energi di alam semesta bisa diatribusikan kepada sesuatu yang disebut energi gelap. Konstanta kosmologis Λ merupakan penjelasan paling sederhana yang mungkin untuk energi gelap, dan digunakan dalam model kosmologi standar terkini yang dikenal sebagai model ΛCDM. Menurut teori medan kuantum yang mendasari fisika partikel modern, ruang hampa didefinisikan oleh yang merupakan sekumpulan medan kuantum. Semua medan kuantum mengalami fluktuasi dalam keadaan dasar (kerapatan energi terendah) mereka yang dihasilkan oleh energi titik nol yang ada di semua tempat dalam ruang. Fluktuasi titik nol tersebut seharusnya berkontribusi kepada konstanta kosmologis Λ, tetapi ketika dilakukan perhitungan fluktuasi tersebut menghasilkan energi vakum yang sangat besar. Perbedaan antara energi vakum dalam teori medan kuantum dengan energi vakum yang diamati dari kosmologi merupakan sumber perdebatan serius, dengan nilai-nilai yang diprediksi melebihi nilai-nilai yang diamati sejauh 120 tingkat besaran, perbedaan yang telah disebut "prediksi teoretis terburuk dalam sejarah fisika!". Masalah ini disebut dan merupakan salah satu misteri terbesar dalam ilmu pengetahuan, dengan banyak fisikawan menyebutkan bahwa "vakum memegang kunci kepada pemahaman yang lengkap mengenai alam". Con costante cosmologica (usualmente indicata con la lettera greca lambda maiuscola: ) ci si riferisce in generale a una componente di energia in grado di integrare il modello cosmologico derivante dalla relatività generale. Il primo esempio storico di costante cosmologica fu il termine aggiunto da Albert Einstein all'equazione di campo della sua teoria, implicante un universo dinamico, allo scopo di ottenere una soluzione per un universo statico. La costante cosmologica ha assunto oggi un nuovo ruolo: essa tenta di spiegare l'accelerazione dell'espansione dell'universo e il modello più accreditato è attualmente quello dell'energia del vuoto prevista dalla meccanica quantistica.
gold:hypernym
dbr:Value
prov:wasDerivedFrom
wikipedia-en:Cosmological_constant?oldid=1120909275&ns=0
dbo:wikiPageLength
45434
foaf:isPrimaryTopicOf
wikipedia-en:Cosmological_constant