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. Równanie stanu 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 gdzie H0 jest stałą Hubble'a, gęstością ciemnej energii.
Analogicznie do stalej grawitacyjnej obecnie mierzoną wartość stałej kosmologicznej można zwięźle wyrazić względem silnej stałej kosmologicznej uzyskanej jako przeciwwaga zapaści czasoprzestrzeni z powodu przyciągającego samooddziaływania grawitacyjnego gęstości energii zerowej wszystkich pól i cząstek Wszechświata równoważnej ze wzoru Einsteina gęstosci masy grawitacyjnej w potędze stałej struktury subtelnej jako:
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 wszechświataSolà, Joan, Adrià Gómez-Valent, and Javier de Cruz Pérez, Vacuum dynamics in the Universe versus a rigid Λ= const, „International Journal of Modern Physics A” 32.19n20 (2017): 1730014.Zhao, Gong-Bo, et al., Dynamical dark energy in light of the latest observations, „Nature Astronomy” (2017)..
Zobacz też kosmologia obserwacyjna równanie Einsteina
Przypisy
Linki zewnętrzne Wiktor Matyszkiewicz, Największa pomyłka Einsteina!, Świąteczny Maraton Wykładowy z „Deltą”, kanał „Wszechnica FWW” na YouTube, 23 lutego 2026 [dostęp 2026-02-27]. Jak definiujemy stałą Hubble’a. Co to jest „stała kosmologiczna”
Marek Szydłowski i Paweł Tambor, Albert Einstein i stała kosmologiczna (PDF), Katolicki Uniwersytet Lubelski Jana Pawła II (KUL), kul.pl [dostęp 2026-02-27]. Dzieje stałej kosmologicznej
Kategoria:Kosmologia fizyczna Kategoria:Fizyka poza modelem standardowym Kategoria:Hipotezy astronomiczne