Co to jest stała kosmologiczna?
Stała kosmologiczna (oznaczana Lambda, greckā litera L) to termin wprowadzony przez Alberta Einsteina do równań ogólnej teorii względności w 1917 roku, pierwotnie jako sztuczna poprawka mająca zapewnić statyczny Wszechswiat. Po odkryciu rozszerzania się Wszechświata Einstein nazwał ją swoim największym błędem – jednak dzis stała kosmologiczna ożyla jako miara gęstości energii ciemnej odpycha materie i napędza przyspieszone rozszerzanie Wszechświata.
Einsteina stała kosmologiczna odpowiada energii próżni – niezerowej energii kosmologicznej wypełniającej przestrzeń. Obserwacje supernych Ia w 1998 roku (nagroda Nobla 2011 dla Perlmuttera, Schmidta i Rissa) pokazały, że rozszerzanie Wszechświata przyspiesza – co wymaga wprowadzenia ciemnej energii o wartości ok. 68% całkowitej gęstości energetycznej Wszechświata. Standardowy model kosmologiczny LCDM (Lambda Cold Dark Matter) zakłada stałą kosmologiczną jako opis ciemnej energii. Problem kosmologiczny polega na tym, ze kwantowa teoria pola przewiduje wartość stałej kosmologicznej 10 do potęgi 120 razy większa od obserwowanej – to jedno z największych nierozwiązanych problemów fizyki.
Wartość stałej kosmologicznej wyznaczona z danych CMB (Planck) wynosi ok. 1.1 x 10^-52 m^-2. Stała kosmologiczna jest dziś standardowym składnikiem modelu kosmologicznego LCDM, który najlepiej opisuje obserwowane własnosci Wszechswiata – od kształtu widma CMB po rozkład galaktyk i tempa ich tworzenia gwiazd. Alternatywne modele ciemnej energii (kwintesencja, modele f(R)) nie są wykluczone, ale wymagają dodatkowych obserwacji do rozróżnienia od Lambda.