Kozmološka konstanta
<s>Kozmološka konstanta (uobičajeno označena velikim grčkim slovom lambda: Λ) se javlja u Einsteinovoj općoj teoriji relativnosti.</s><s>Mjerna jedinica je 1/sekunda2.</s><s>Konstanta je proporcionalna gustoći energije vakuuma ρ:</s>

<s>,</s>

<s>gdje su:</s>

<s>π je pi
G je gravitacijska konstanta
c je brzina svjetlosti u vakuumu</s>

<s>Član može biti pozitivan, negativan ili nula.</s><s>Predstavlja gustoću energije praznog prostora: može ju se smatrati "cijenom" postojanja prostora.</s><s>Prema općoj teoriji relativnosti, kozmološka konstanta ima negativan tlak.</s><s>Iz toga slijedi da prazan prostor ima pozitivnu energiju, te da kozmološka konstanta uzrokuje ubrzano širenje praznog prostora.</s>

<s>Einstein je član s kozmološkom konstantom uveo u jednadžbe opće teorije relativnosti zbog nezadovoljstva činjenicom da njegove jednadžbe ne dopuštaju stacionaran svemir.</s><s>Svemir koji je u početku u dinamičkoj ravnoteži, počinje se sažimati pod utjecajem gravitacije.</s><s>Da bi uravnotežio sažimanje, Einstein je u jednadžbe dodao kozmološku konstantu.</s><s>No, nedugo nakon što je Einstein razvio svoju teoriju, opažanja Edwin Hubblea su ukazala na svemir koji nije u ravnoteži, već se širi.</s><s>Čak štoviše, dodatak kozmološke konstante Einsteinovim jednadžbama ne vodi k ravnotežnom svemiru, jer je ta ravnoteža nestabilna: ako se svemir malo širi, širenje oslobađa energiju, koja uzrokuje dodatno širenje.</s><s>Analogno, svemir koji se malo sažima, nastaviti će se sažimati.</s><s>Mala sažimanja su neizbježna zbog nepravilne raspodjele tvari u svemiru.</s>

<s>Einstein je napustio kozmološku konstantu i nazvao ju svojom "najvećom pogreškom".</s><s>No, opažanja relacije između udaljenosti i crvenog pomaka objekata, načinjenih kasnih 90-tih godina, ukazala su na ubrzano širenje svemira, te se kozmološka konstanta još uvijek proučava.</s><s>Opažanja se mogu dobro objasniti ako se pretpostavi vrlo mala pozitivna kozmološka konstanta u Einsteinovim jednadžbama.</s><s>Moguća su i druga objašnjenja ubrzanog širenja svemira, kao kvintesencija, ali kozmološka konstanta je najekonomičnije rješenje.</s><s>Trenutni standardni model kozmologije, tzv.  Lambda-CDM model, uključuje kozmološku konstantu, čija je mjerena vrijednost reda veličine  10-35s-2, ili 10-47GeV4, ili 10-29g/cm3, ili oko 10-123 u Planckovim jedinicama.</s>

<s>Veliki neriješeni problem fizike je da većina kvantnih teorija polja predviđa veliku vrijednost kozmološke konstante iz kvantnih fluktuacija vakuuma.</s><s>Tu je vrijednost je potrebno gotovo, ali ne potpuno poništiti jednakim članom suprotnog predznaka.</s><s>Neke supersimetrične teorije zahtjevaju kozmološku konstantu koja je identično jednaka nuli, što dodatno otežava problem.</s><s>Ovo je poznati "problem kozmološke konstante", najgori problem "finog podešavanja" u fizici: ne postoji prirodan izvod u fizici elementarnih čestica za infinitezimalno malu vrijednost kozmološke konstante koja se opaža u kozmologiji.</s><s>Neki fizičari, kao npr. Steven Weinberg, smatraju da je antropički princip najbolje objašnjenje za finu ravnotežu kvantnih fluktuacija vakuuma.</s>

<s>G. 't Hooft, L. Susskind i drugi su nedavno pokazali da pozitivna kozmološka konstanta ima iznenađujuće posljedice, kao što je konačna maksimalna entropija vidljivog svemira.</s>

<s>Vanjske poveznice 
 e-škola fizike: "Tamna energija"</s>

<s>Kosmologija
Opća teorija relativnosti</s>

