Космологическая постоянная

Набросок временной шкалы Вселенной в модели ΛCDM . Ускоренное расширение в последней трети временной шкалы представляет эпоху доминирования темной энергии .

Ранняя вселенная

Фоны
Эпоха Планка Эпоха великого объединения Электрослабая эпоха Кварковая эпоха Адронная эпоха Лептонная эпоха Фотонная эпоха Нуклеосинтез Большого взрыва Инфляция Темные времена Звездная эра
Космический фоновый радиационный фон (CBR) Фон гравитационных волн (ФГВ) Космический микроволновый фон (CMB) · Космический нейтринный фон (CNB) Космический инфракрасный фон (ИНБ)

Компоненты · Структура

Составные части
Лямбда-CDM модель Барионная материя Экзотическая материя Вырожденная материя Нейтроний Вопрос КХД Странное дело Отрицательное вещество Энергия Отрицательная энергия Нулевая энергия Энергия вакуума Радиация Фоновое излучение Темная энергия Квинтэссенция Фантомная энергия Темная материя Холодная темная материя Теплая темная материя Смешанная темная материя Горячая темная материя Светлая темная материя Самовзаимодействующая темная материя Скалярное поле темная материя Темное излучение Темная жидкость Темный поток Зеркальное дело
Структура
Форма вселенной Реионизация · Формирование структуры Формирование галактики Мультивселенная Вселенная Наблюдаемая Вселенная Объем Хаббла Крупномасштабная конструкция Большая группа квазаров Нить галактики Сверхскопление Скопление галактик Группа галактик Местная группа Галактика Ореол темной материи Звездное скопление Солнечная система Планетная система Пустота

Эксперименты

Бумеранг
Исследователь космического фона (COBE)
Обзор темной энергии
Евклид
Проект Illustris
Обсерватория Веры К. Рубин
Космическая обсерватория Планка
Слоан цифровой обзор неба (SDSS)
Обзор красного смещения галактики 2dF ("2dF")
ВселеннаяМашина
Микроволновый датчик анизотропии Wilkinson (WMAP)

В космологии , то космологическая постоянная (обычно обозначается греческой заглавной буквой лямбда : Λ) есть плотность энергии пространства, или энергии вакуума , которая возникает в Эйнштейна «s уравнений поля в общей теории относительности . Он тесно связан с концепциями темной энергии и квинтэссенции . ^[1]

Ученые стремятся вычислить отношение космологической постоянной к темной энергии. ^[2]

Эйнштейн впервые представил эту концепцию в 1917 году ^[3], чтобы уравновесить влияние гравитации и создать статичную Вселенную , идея, которая была общепринятой точкой зрения в то время. Эйнштейн отказался от этой концепции в 1931 году после подтверждения Хабблом расширяющейся Вселенной. ^[4] С 1930-х до конца 1990-х годов большинство физиков полагали космологическую постоянную равной нулю. ^[5] Ситуация изменилась с неожиданным открытием в 1998 г., что расширение Вселенной ускоряется , что подразумевает возможность положительного ненулевого значения космологической постоянной. ^[6]

С 1990-х годов исследования показали, что около 68% плотности массы и энергии Вселенной можно отнести к так называемой темной энергии. ^[7] Космологическая постоянная Λ является самым простым возможным объяснением темной энергии и используется в текущей стандартной модели космологии, известной как модель ΛCDM .

Согласно квантовой теории поля (QFT), которая лежит в основе современной физики элементарных частиц , пустое пространство определяется состоянием вакуума, которое представляет собой набор квантовых полей . Все эти квантовые поля демонстрируют флуктуации в их основном состоянии (самая низкая плотность энергии), возникающие из-за нулевой энергии, присутствующей повсюду в пространстве. Эти нулевые флуктуации должны действовать как вклад в космологическую постоянную Λ, но при выполнении расчетов эти флуктуации вызывают огромную вакуумную энергию. ^[8]Несоответствие между теоретической энергией вакуума из квантовой теории поля и наблюдаемой энергией вакуума из космологии является источником серьезных разногласий, при этом предсказанные значения превышают наблюдаемые примерно на 120 порядков, это несоответствие было названо «худшим теоретическим предсказанием в истории. физики ». ^[9] Эта проблема называется проблемой космологической постоянной, и это одна из величайших загадок в науке, поскольку многие физики считают, что «вакуум является ключом к полному пониманию природы». ^[10]

История [ править ]

Эйнштейн включил космологическую постоянную в качестве члена в свои уравнения поля для общей теории относительности, потому что он был недоволен тем, что в противном случае его уравнения, по-видимому, не допускали статической Вселенной : гравитация заставила бы Вселенную, которая изначально находилась в динамическом равновесии, сжаться. Чтобы противодействовать этой возможности, Эйнштейн добавил космологическую постоянную. ^[4] Однако вскоре после того, как Эйнштейн разработал свою статическую теорию, наблюдения Эдвина Хаббла показали, что Вселенная, похоже, расширяется; это согласуется с космологическим решением исходных уравнений общей теории относительности, которое было найдено математиком Фридманом., работая над уравнениями Эйнштейна общей теории относительности. Сообщается, что Эйнштейн назвал свою неспособность принять подтверждение своих уравнений - когда они предсказывали расширение Вселенной в теории, прежде чем это было продемонстрировано при наблюдении космологического красного смещения - своей «самой большой ошибкой». ^[11]

Фактически, добавление космологической постоянной к уравнениям Эйнштейна не приводит к статической Вселенной в равновесии, потому что равновесие нестабильно: если Вселенная немного расширяется, то расширение высвобождает энергию вакуума , что вызывает еще большее расширение. Точно так же вселенная, которая слегка сжимается, продолжит сжиматься. ^[12]

Однако космологическая постоянная оставалась предметом теоретического и эмпирического интереса. Эмпирически наплыв космологических данных за последние десятилетия убедительно свидетельствует о том, что наша Вселенная имеет положительную космологическую постоянную. ^[6] Объяснение этого небольшого, но положительного значения является выдающейся теоретической проблемой, так называемой проблемой космологической постоянной .

Некоторые ранние обобщения теории гравитации Эйнштейна, известные как классические теории единого поля , либо вводили космологическую постоянную на теоретических основаниях, либо обнаруживали, что она возникла естественным образом из математики. Например, сэр Артур Стенли Эддингтон утверждал , что космологическая постоянная версия уравнения вакуумного поля выразил « гносеологическую » свойством , что вселенная является «само- затворения », а Шредингер pure- «ы аффинной теории , используя простой вариационный принцип произвел уравнение поля с космологическим членом.

Последовательность событий 1915–1998 [ править ]

В 1915 году Эйнштейн публикует свои уравнения общей теории относительности без космологической постоянной $Λ$ .
В 1917 году Эйнштейн добавляет параметр $Λ$ к своим уравнениям, когда понимает, что его теория подразумевает динамическую вселенную, для которой пространство является функцией времени. Затем он придает этой константе особое значение, чтобы его модель Вселенной оставалась статичной и вечной (статическая вселенная Эйнштейна), что он позже назовет «величайшей глупостью в своей жизни».
В 1922 году русский физик Александр Фридман математически показал, что уравнения Эйнштейна (независимо от $Λ$ ) остаются справедливыми в динамической Вселенной.
В 1927 году бельгийский астрофизик Жорж Лемэтр показал, что Вселенная расширяется, объединив общую теорию относительности с некоторыми астрономическими наблюдениями, в частности с наблюдениями Хаббла.
В 1931 году Эйнштейн, наконец, принял теорию расширяющейся Вселенной и в 1932 году вместе с голландским физиком и астрономом Виллемом де Ситтером предложил модель непрерывно расширяющейся Вселенной с нулевой космологической постоянной (пространство-время Эйнштейна-де Ситтера).
В 1998 году две группы астрофизиков, одна во главе с Солом Перлмуттером , другая во главе с Брайаном Шмидтом и Адамом Риссом , провели измерения далеких сверхновых и показали, что скорость удаления галактик по отношению к Млечному Пути со временем увеличивается. Вселенная находится в ускоренном расширении, что требует строго положительного $Λ$ . Вселенная будет содержать загадочную темную энергию, производящую силу отталкивания, которая уравновешивает гравитационное торможение, производимое материей, содержащейся во Вселенной (см. Стандартную космологическую модель ).

За эту работу Перлмуттер (американец), Шмидт (американо-австралийский) и Рис (американец) совместно получили Нобелевскую премию по физике в 2011 году.

Уравнение [ править ]

Предполагаемые соотношения темной материи и темной энергии (которая может быть космологической постоянной ^[1] ) во Вселенной. Согласно современным теориям физики, темная энергия сейчас доминирует как крупнейший источник энергии во Вселенной, в отличие от более ранних эпох, когда она была незначительной.

Этот раздел может быть слишком техническим для понимания большинством читателей . Пожалуйста, помогите улучшить его, чтобы он был понятен неспециалистам , не удаляя технических деталей. ( Март 2014 г. ) ( Узнайте, как и когда удалить это сообщение-шаблон )

Космологическая постоянная $Λ$ появляется в уравнении поля Эйнштейна в виде

{\ displaystyle R _ {\ mu \ nu} - {\ tfrac {1} {2}} R \, g _ {\ mu \ nu} + \ Lambda g _ {\ mu \ nu} = {8 \ pi G \ over c ^ {4}} \, T _ {\ mu \ nu},}

где тензор / скаляр Риччи R и метрический тензор g описывают структуру пространства-времени , тензор энергии-импульса T описывает энергию и плотность импульса и поток вещества в этой точке пространства-времени, а универсальные константы гравитации G и скорость света c - это коэффициенты пересчета, возникающие при использовании традиционных единиц измерения. Когда $Λ$ равно нулю, это сводится к полевому уравнению общей теории относительности, обычно используемому в середине 20-го века. Когда $T$ равно нулю, уравнение поля описывает пустое пространство ( вакуум ).

Космологическая постоянная имеет тот же эффект, что и собственная плотность энергии вакуума $ρ$ _vac (и соответствующее давление ). В этом контексте его обычно переносят в правую часть уравнения и определяют с коэффициентом пропорциональности 8 $π$ : $Λ$ = 8 $π ρ$ _vac , где используются единичные соглашения общей теории относительности (в противном случае множители $G$ и $c$ также появится, т.е. $Λ$ = 8 $π ρ vac G / c$ ⁴ = $κ ρ$ _vac , где $κ$ является масштабированно- версия Эйнштейна с гравитационной постоянной G ). Принято цитировать значения плотности энергии напрямую, хотя по-прежнему используется название «космологическая постоянная», с использованием единиц Планка, так что 8 $π G$ = 1. Истинная размерность $Λ$ равна длине ⁻² .

Используя известные в 2018 г. значения и единицы Планка для $Ω Λ$ =0,6889 ± 0,0056 и $H$ ₀ =67,66 ± 0,42 (км / с) / Мпк =(2,192 7664 ± 0,0136) × 10 ⁻¹⁸ с ⁻¹ , $Λ$ имеет значение

{\begin{aligned}\Lambda =3\,\left({\frac {\,H_{0}\,}{c}}\right)^{2}\Omega _{\Lambda }&=1.1056\times 10^{-52}\ {\text{m}}^{-2}\\&=2.888\times 10^{-122}\,\ell _{\text{P}}^{-2}\end{aligned}}

где - планковская длина . Положительная плотность энергии вакуума, являющаяся результатом космологической постоянной, подразумевает отрицательное давление, и наоборот. Если плотность энергии положительна, соответствующее отрицательное давление вызовет ускоренное расширение Вселенной, как и наблюдается. (См. Подробности в темной энергии и космической инфляции .) $\ell _{\text{P}}$

$Ω Λ$ (Омега суб лямбда) [ править ]

Вместо самой космологической постоянной космологи часто ссылаются на соотношение между плотностью энергии, обусловленной космологической постоянной, и критической плотностью Вселенной, переломным моментом для достижения достаточной плотности, чтобы остановить расширение Вселенной навсегда. Это отношение обычно обозначается $Ом Л,$ и, по оценкам,0,6889 ± 0,0056 , согласно результатам, опубликованным Planck Collaboration в 2018 г. ^[13]

В плоской Вселенной $Ω Λ$ - это доля энергии Вселенной, обусловленная космологической постоянной, то есть то, что мы интуитивно назвали бы частью Вселенной, состоящей из темной энергии. Обратите внимание, что это значение изменяется со временем: критическая плотность изменяется с космологическим временем , но плотность энергии, обусловленная космологической постоянной, остается неизменной на протяжении всей истории Вселенной; количество темной энергии увеличивается по мере роста Вселенной, а количество материи - нет. ^{[ необходима цитата ]}

Уравнение состояния [ править ]

Другое соотношение, которое используется учеными, - это уравнение состояния , обычно обозначаемое $w$ , которое представляет собой отношение давления, которое темная энергия оказывает на Вселенную, к энергии на единицу объема. ^[14] Это отношение $w$ = −1 для космологической постоянной, используемой в уравнениях Эйнштейна; альтернативные изменяющиеся во времени формы энергии вакуума, такие как квинтэссенция, обычно используют другое значение. Значение $w$ = −1,028 ± 0,032 , измеренное в Planck Collaboration (2018) ^[13] , согласуется с−1 , если предположить, что $w$ не изменяется за космическое время.

Положительное значение [ править ]

Лямбда-CDM, ускоренное расширение Вселенной. График времени на этой схематической диаграмме простирается от эры Большого взрыва / инфляции 13,7 млрд лет назад до настоящего космологического времени.

Объявленные в 1998 г. наблюдения зависимости расстояния от красного смещения для сверхновых типа Ia ^[6] показали, что расширение Вселенной ускоряется. В сочетании с измерениями космического микроволнового фонового излучения они дали значение Ω _Λ ≈ 0,7 ^[15], результат был подтвержден и уточнен более поздними измерениями. ^[16] Есть и другие возможные причины ускоряющейся Вселенной , такие как квинтэссенция , но космологическая постоянная во многих отношениях является самым простым решением . Таким образом, текущая стандартная модель космологии, модель Lambda-CDM, включает космологическую постоянную, которая измеряется порядка 10 ⁻⁵² м ⁻² в метрических единицах. Часто это выражается как10 ⁻³⁵ с ⁻² (умножением на c ² , т.е. ≈10 ¹⁷ м ² с ⁻² ) или как 10 ⁻¹²²^[17] (умножением на квадрат планковской длины, т.е. ≈10 ⁻⁷⁰ м ² ). Это значение основано на недавних измерениях плотности энергии вакуума . ^[18] $\rho _{\text{vacuum}}=5.96\times 10^{-27}{\text{ kg/m}}^{3}$

Как только недавно было замечено в работах 'т Хофта , Сасскинда и других, положительная космологическая постоянная имеет удивительные последствия, такие как конечная максимальная энтропия наблюдаемой Вселенной (см. Принцип голографии ). ^[19]

Прогнозы [ править ]

Квантовая теория поля [ править ]

Нерешенная проблема в физике :

Почему энергия нулевой точки квантового вакуума не вызывает большой космологической постоянной? Что его отменяет?

(больше нерешенных задач по физике)

Основная нерешенная проблема заключается в том, что большинство квантовых теорий поля предсказывают огромную ценность квантового вакуума . Распространено предположение, что квантовый вакуум эквивалентен космологической постоянной. Хотя не существует теории, подтверждающей это предположение, можно привести аргументы в ее пользу. ^[20]

Такие аргументы обычно основаны на анализе размерностей и эффективной теории поля . Если Вселенная описывается эффективной локальной квантовой теорией поля вплоть до планковского масштаба , то можно ожидать космологической постоянной порядка ( в приведенных единицах Планка). Как отмечалось выше, измеренная космологическая постоянная меньше этой в ~ 10 ^{120 раз} . Это несоответствие было названо «худшим теоретическим предсказанием в истории физики!» ^[9] $M_{\rm {pl}}^{2}$ $1$

Некоторые суперсимметричные теории требуют, чтобы космологическая постоянная была точно равна нулю, что еще больше усложняет ситуацию. Это проблема космологической постоянной , наихудшая проблема точной настройки в физике : не существует известного естественного способа получить крошечную космологическую постоянную, используемую в космологии, из физики элементарных частиц .

Известно, что ни один вакуум в теории струн не поддерживает метастабильную положительную космологическую константу, и в 2018 году группа из четырех физиков выдвинула спорную гипотезу, которая подразумевала бы, что такой вселенной не существует . ^[21]

Антропный принцип [ править ]

Одно возможное объяснение небольшого, но ненулевого значения было отмечено Стивеном Вайнбергом в 1987 году, следуя антропному принципу . ^[22]Вайнберг объясняет, что если энергия вакуума принимает разные значения в разных областях Вселенной, тогда наблюдатели обязательно будут измерять значения, аналогичные наблюдаемым: образование поддерживающих жизнь структур будет подавлено в областях, где энергия вакуума намного больше. В частности, если энергия вакуума отрицательна и ее абсолютное значение существенно больше, чем оно кажется в наблюдаемой Вселенной (скажем, в 10 раз больше), при сохранении всех других переменных (например, плотности материи) постоянными, это будет означать, что вселенная закрыта; более того, его продолжительность жизни будет короче, чем возраст нашей Вселенной, возможно, слишком короткой для формирования разумной жизни. С другой стороны, Вселенная с большой положительной космологической постоянной будет расширяться слишком быстро, предотвращая образование галактик. По словам Вайнберга,области, где энергия вакуума совместима с жизнью, были бы сравнительно редкими. Используя этот аргумент, Вайнберг предсказал, что космологическая постоянная будет иметь значение менее чем в сто раз больше принятого в настоящее время значения.^[23] В 1992 году Вайнберг уточнил это предсказание космологической постоянной до 5-10-кратной плотности материи. ^[24]

Этот аргумент зависит от отсутствия вариации распределения (пространственного или иного) плотности энергии вакуума, как можно было бы ожидать, если бы темная энергия была космологической постоянной. Нет никаких доказательств того, что энергия вакуума действительно меняется, но это может иметь место, если, например, энергия вакуума (даже частично) является потенциалом скалярного поля, такого как остаточный инфлатон (также см. Квинтэссенцию ). Другой теоретический подход, который касается этой проблемы, - это мультивселенная.теории, которые предсказывают большое количество «параллельных» вселенных с различными законами физики и / или значениями фундаментальных констант. Опять же, антропный принцип гласит, что мы можем жить только в одной из вселенных, совместимой с некоторой формой разумной жизни. Критики заявляют, что эти теории, когда они используются в качестве объяснения для тонкой настройки, допускают заблуждение обратного игрока .

В 1995 году аргумент Вайнберга был уточнен Александром Виленкиным, чтобы предсказать значение космологической постоянной, которое всего в десять раз превышало плотность материи ^[25], то есть примерно в три раза превышало текущее значение, определенное с тех пор.

Неспособность обнаружить темную энергию [ править ]

Попытка непосредственно наблюдать темную энергию в лаборатории не смогла обнаружить новую силу. ^[26]

См. Также [ править ]

Большой разрыв
Механизм Хиггса
Лямбдавакуумный раствор
Естественность (физика)
Квантовая электродинамика
относительность де Ситтера
Эффект Унру

Ссылки [ править ]

Сноски [ править ]

^ a b
Вполне может быть, что темная энергия объясняется статической космологической постоянной или что эта загадочная энергия вовсе не постоянна и со временем меняется, как в случае с квинтэссенцией , см., например:
- «Физика предлагает идею о том, что пространство содержит энергию, гравитационное воздействие которой приближается к космологической постоянной Эйнштейна Λ; в настоящее время эта концепция называется темной энергией или квинтэссенцией». Пиблз и Ратра (2003) , стр. 1
- «Тогда может показаться, что в космологической жидкости преобладает какая-то фантастическая плотность энергии, которая имеет отрицательное давление и только что начала играть важную роль сегодня. Убедительной теории, объясняющей такое положение вещей, еще не создано, хотя космологические модели, основанные на компоненте темной энергии, такой как космологическая постоянная (Λ) или квинтэссенция (Q), являются ведущими кандидатами ». Колдуэлл (2002) , стр. 2
^ Сигел, Итан. «Спросите Итана: космологическая константа Эйнштейна - это то же самое, что и темная энергия?» . Forbes . Проверено 26 декабря 2020 года .
^ Эйнштейн (1917)
^ a b Rugh & Zinkernagel (2001) , стр. 3
^
О предположении, что космологическая постоянная имеет нулевое значение, см., Например:
- «Поскольку космологическая верхняя граница была значительно меньше любого значения, ожидаемого от теории частиц, большинство теоретиков элементарных частиц просто предположили, что по какой-то неизвестной причине эта величина равна нулю». Вайнберг (1989) , стр. 3 $\left|\left\langle \rho \right\rangle +\lambda /8\pi G\right|$
- «Эпохальным астрономическим открытием было бы установить путем убедительного наблюдения, что Λ отлична от нуля». Кэрролл, Press & Turner (1992) , стр. 500
- «До 1998 г. не существовало прямых астрономических доказательств Λ, а верхняя граница наблюдений была настолько сильной (Λ <10–120 планковских единиц), что многие физики элементарных частиц подозревали, что какой-то фундаментальный принцип должен приводить к тому, что его значение должно быть точно нулевым». Барроу и Шоу (2011) , стр. 1
- «Единственное другое естественное значение - это Λ = 0. Если Λ действительно крошечный, но не ноль, это добавляет очень стимулирующий, хотя и загадочный ключ к открытию физики». Пиблз и Ратра (2003) , стр. 333
^ a b c
См. например:
- «Это независимый результат двух команд. Проект космологии сверхновых звезд ( Перлмуттер и др. (1999) ; также см. Перлмуттер и др. (1998) ) и Группа поиска сверхновых с высоким Z ( Рисс и др. (1998) ; также см. Schmidt et al. (1998) ) " Weinberg (2015) , p. 376
^ Редд (2013)
^ Rugh & Zinkernagel (2001) , стр. 1
^ a b
См., например:
- «Это дает ответ примерно на 120 порядков выше, чем верхний предел Λ, установленный космологическими наблюдениями. Это, вероятно, худшее теоретическое предсказание в истории физики!» Хобсон, Эфстатиу и Ласенби (2006) , стр. 187
- «Это, как мы увидим позже, примерно на 120 порядков больше, чем позволяет наблюдение». Кэрролл, Press & Turner (1992) , стр. 503
- «Теоретические ожидания для космологической постоянной превышают пределы наблюдений примерно на 120 порядков». Вайнберг (1989) , стр. 1
^
См. Например:
- «В вакууме - ключ к полному пониманию природы» Дэвис (1985) , стр. 104
- «Теоретическая проблема объяснения космологической постоянной - одна из величайших проблем теоретической физики. Скорее всего, нам потребуется полностью разработанная теория квантовой гравитации (возможно, теория суперструн), прежде чем мы сможем понять Λ». Хобсон, Эфстатиу и Ласенби (2006) , стр. 188
^
Есть некоторые дебаты по поводу того, назвал ли Эйнштейн космологическую постоянную своей «самой большой ошибкой», причем все ссылки восходят к одному человеку: Джорджу Гамову . (См. Гамов ( 1956 , 1970 ).) Например:
- «Астрофизик и писатель Марио Ливио не может найти никаких документов, которые помещают эти слова в уста Эйнштейна (или, если на то пошло, его перо). Вместо этого все ссылки в конечном итоге приводят к одному человеку - физику Джорджу Гамову - который сообщил, что Эйнштейн использовал эту фразу в двух источниках: его посмертно опубликованной автобиографии My World Line (1970) и статье в Scientific American от сентября 1956 г. " Розен (2013)
- «Мы также считаем вполне правдоподобным, что Эйнштейн сделал такое заявление, в частности, Гамову. Мы приходим к выводу, что нет никаких сомнений в том, что Эйнштейн пришел к мнению, что введение космологической постоянной является серьезной ошибкой, и что весьма правдоподобно то, что он назвал назвать его «самой большой ошибкой» по крайней мере в одном случае ». O'Raifeartaigh & Mitton (2018) , стр. 1
^ Райден (2003) , стр. 59
^ a b Сотрудничество Planck (2018)
^ Brumfiel (2007) , стр. 246
^ См., Например, Baker et al. (1999)
^ См., Например, Таблицу 9 в The Planck Collaboration (2015a) , стр. 27
^ Барроу и Шоу (2011)
^ Рассчитано на основе постоянной Хаббла ииз The Planck Collaboration (2015b) $\Omega _{\Lambda }$
^ Дайсон, Клебан и Сасскинд (2002)
^ Rugh & Zinkernagel (2001) , стр. ?
^ Wolchover, Натали (9 августа 2018). «Темная энергия может быть несовместима с теорией струн» . Журнал Quanta . Фонд Саймонса . Дата обращения 2 апреля 2020 .
^ Вайнберг (1987)
↑ Виленкин (2006) , стр. 138–139
^ Вайнберг (1992) , стр. 182
↑ Виленкин (2006) , стр. 146
^ Д.О. Сабульский; И. Дутта; EA Hinds; Б. Старейшина; C. Burrage; Э. Дж. Коупленд (2019). «Эксперимент по обнаружению сил темной энергии с помощью атомной интерферометрии». Письма с физическим обзором . 123 (6): 061102. arXiv : 1812.08244 . Bibcode : 2019PhRvL.123f1102S . DOI : 10.1103 / PhysRevLett.123.061102 . PMID 31491160 . S2CID 118935116 .

Библиография [ править ]

Первичная литература [ править ]

Бейкер, JC; Grainge, K .; Хобсон, депутат; Джонс, ME; Kneissl, R .; Ласенби, АН; О'Салливан, CMM; Pooley, G .; Rocha, G .; Saunders, R .; Скотт, П.Ф .; Waldram, EM; и другие. (1999). "Обнаружение структуры космического микроволнового фона во втором поле с помощью телескопа космической анизотропии". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 308 (4): 1173–1178. arXiv : astro-ph / 9904415 . Bibcode : 1999MNRAS.308.1173B . DOI : 10.1046 / j.1365-8711.1999.02829.x . ISSN 0035-8711 . S2CID 10867413 .
Dyson, L .; Клебан, М .; Сасскинд, Л. (2002). «Возмущающие последствия космологической постоянной». Журнал физики высоких энергий . 2002 (10): 011. arXiv : hep-th / 0208013 . Bibcode : 2002JHEP ... 10..011D . DOI : 10.1088 / 1126-6708 / 2002/10/011 . ISSN 1029-8479 . S2CID 2344440 .
Эйнштейн, А. (1917). "Kosmologische Betrachtungen zur allgemeinen Relativitätstheorie" . Sitzungsberichte der Königlich Preußischen Akademie der Wissenschaften . Берлин, Германия. часть 1: 142–152. Bibcode : 1917SPAW ....... 142E . Архивировано из оригинала на 2019-03-21 . Проверено 15 ноября 2014 .
Гамов, Г. (1956). «Эволюционная вселенная». Scientific American . 195 (3): 136–156. Bibcode : 1956SciAm.195c.136G . DOI : 10.1038 / Scientificamerican0956-136 . JSTOR 24941749 .
Гамов, Г. (1970). Моя мировая линия: неформальная автобиография . Нью-Йорк, Нью-Йорк: Viking Press. ISBN 978-0-670-50376-6. LCCN 79094855 . OCLC 70097 .
Perlmutter, S .; Aldering, G .; Валле, М. Делла; Deustua, S .; Эллис, RS; Fabbro, S .; Fruchter, A .; Goldhaber, G .; Жених, Германия; Крючок, IM; Kim, AG; Ким, MY; Кноп, РА; Lidman, C .; McMahon, RG; Nugent, P .; Pain, R .; Panagia, N .; Pennypacker, CR; Ruiz-Lapuente, P .; Schaefer, B .; Уолтон, Н. (1998). «Открытие взрыва сверхновой в половину возраста Вселенной». Природа . 391 (6662): 51–54. arXiv : astro-ph / 9712212 . Bibcode : 1998Natur.391 ... 51P . DOI : 10.1038 / 34124 . ISSN 0028-0836 . S2CID 4329577 .
Perlmutter, S .; Aldering, G .; Goldhaber, G .; Кноп, РА; Nugent, P .; Кастро, PG; Deustua, S .; Fabbro, S .; Goobar, A .; Жених, Германия; Крючок, IM; Kim, AG; Ким, MY; Ли, JC; Нуньес, штат Нью-Джерси; Pain, R .; Pennypacker, CR; Quimby, R .; Lidman, C .; Эллис, RS; Irwin, M .; McMahon, RG; Ruiz-Lapuente, P .; Walton, N .; Schaefer, B .; Бойл, Б.Дж.; Филиппенко, А.В.; Matheson, T .; Fruchter, AS; Panagia, N .; Ньюберг, HJM; Couch, WJ; Космологический проект сверхновых (1999). «Измерения Ω и Λ от 42 сверхновых с большим красным смещением». Астрофизический журнал . 517 (2): 565–586. arXiv : astro-ph / 9812133 . Bibcode : 1999ApJ ... 517..565P . DOI : 10,1086 / 307221. ISSN 0004-637X . S2CID 118910636 .
Riess, AG; Филиппенко, А.В.; Challis, P .; Clocchiatti, A .; Diercks, A .; Гарнавич, ПМ; Гиллиланд, Р.Л .; Хоган, CJ; Jha, S .; Киршнер, Р.П .; Leibundgut, B .; Филлипс, ММ; Reiss, D .; Schmidt, BP; Шоммер, РА; Смит, Р. К.; Spyromilio, J .; Стаббс, С .; Suntzeff, NB; Тонри, Дж. (1998). "Наблюдательные свидетельства от сверхновых для ускоряющейся Вселенной и космологической постоянной". Астрономический журнал . 116 (3): 1009–1038. arXiv : astro-ph / 9805201 . Bibcode : 1998AJ .... 116.1009R . DOI : 10.1086 / 300499 . ISSN 0004-6256 . S2CID 15640044 .
Schmidt, BP; Suntzeff, NB; Филлипс, ММ; Шоммер, РА; Clocchiatti, A .; Киршнер, Р.П .; Гарнавич, П .; Challis, P .; Leibundgut, B .; Spyromilio, J .; Riess, AG; Филиппенко, А.В.; Hamuy, M .; Смит, Р. К.; Hogan, C .; Стаббс, С .; Diercks, A .; Reiss, D .; Gilliland, R .; Тонри, Дж .; Maza, J .; Дресслер, А .; Walsh, J .; Чардулло Р. (1998). «Поиск сверхновых с высоким Z: измерение космического замедления и глобальной кривизны Вселенной с использованием сверхновых типа Ia». Астрофизический журнал . 507 (1): 46–63. arXiv : astro-ph / 9805200 . Bibcode : 1998ApJ ... 507 ... 46S . DOI : 10.1086 / 306308 . ISSN 0004-637X .S2CID 15762698 .
Сотрудничество Планка (2016). «Результаты Planck 2015 I. Обзор продуктов и научных результатов». Астрономия и астрофизика . 594 : A1. arXiv : 1502.01582 . Bibcode : 2016A & A ... 594A ... 1P . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201527101 . S2CID 119213675 .
Planck Collaboration (2016). «Результаты Planck 2015. XIII. Космологические параметры». Астрономия и астрофизика . 594 : A13. arXiv : 1502.01589 . Bibcode : 2016A & A ... 594A..13P . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201525830 . ISSN 0004-6361 . S2CID 119262962 .
Сотрудничество Планка (2020). «Итоги Planck 2018. VI. Космологические параметры». Астрономия и астрофизика . 641 : А6. arXiv : 1807.06209 . Bibcode : 2020A & A ... 641A ... 6P . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201833910 . S2CID 119335614 .
Вайнберг, С. (1987). «Антропная привязка космологической постоянной». Phys. Rev. Lett . 59 (22): 2607–2610. Bibcode : 1987PhRvL..59.2607W . DOI : 10.1103 / PhysRevLett.59.2607 . PMID 10035596 .

Дополнительная литература: новости, научно-популярные статьи и книги [ править ]

Эбботт, Ларри (1988). «Тайна космологической постоянной». Scientific American . 258 (5): 106–113. Bibcode : 1988SciAm.258e.106A . DOI : 10.1038 / Scientificamerican0588-106 . ISSN 0036-8733 . S2CID 30023659 .
Барроу, JD; Уэбб, Дж. К. (2005). «Непостоянные константы» (PDF) . Scientific American . 292 (6): 56–63. Bibcode : 2005SciAm.292f..56B . DOI : 10.1038 / Scientificamerican0605-56 . ISSN 0036-8733 . PMID 15934653 .
Брамфил, Г. (2007). «Постоянная проблема» (PDF) . Природа . 448 (7151): 245–248. Bibcode : 2007Natur.448..245B . DOI : 10.1038 / 448245a . ISSN 0028-0836 . PMID 17637631 . S2CID 4428576 .
Дэвис, PCW (1985). Суперсила: поиск великой единой теории природы . Нью-Йорк: Саймон и Шустер. ISBN 978-0-671-47685-4. LCCN 84005473 . OCLC 12397205 .
Хоган, Дж. (2007). «Добро пожаловать на темную сторону» (PDF) . Природа . 448 (7151): 240–245. Bibcode : 2007Natur.448..240H . DOI : 10.1038 / 448240a . ISSN 0028-0836 . PMID 17637630 . S2CID 4415960 .
O'Raifeartaigh, C .; Миттон, С. (2018). «Самая большая ошибка Эйнштейна - допрос легенды». Физика в перспективе . 20 (4): 318–341. arXiv : 1804.06768 . DOI : 10.1007 / s00016-018-0228-9 . S2CID 119097586 .
Редд, NT (2013). "Что такое темная энергия?" . space.com . Архивировано 19 мая 2016 года . Проверено 28 октября 2018 .
Розен, RJ (2013). «Эйнштейн, вероятно, никогда не говорил одной из своих самых часто цитируемых фраз» . theatlantic.com . Атлантический океан. Архивировано 10 августа 2013 года . Проверено 6 марта 2017 года .

Дополнительная литература: обзорные статьи, монографии и учебники [ править ]

Барроу, JD; Шоу, ди-джей (2011). «Значение космологической постоянной». Общая теория относительности и гравитации . 43 (10): 2555–2560. arXiv : 1105.3105 . Bibcode : 2011GReGr..43.2555B . DOI : 10.1007 / s10714-011-1199-1 . ISSN 0001-7701 . S2CID 55125081 .
Колдуэлл, Р.Р. (2002). «Фантомная угроза? Космологические последствия компонента темной энергии со сверхотрицательным уравнением состояния». Физика Письма Б . 545 (1–2): 23–29. arXiv : astro-ph / 9908168 . Bibcode : 2002PhLB..545 ... 23С . DOI : 10.1016 / S0370-2693 (02) 02589-3 . ISSN 0370-2693 . S2CID 9820570 .
Кэрролл, СМ ; Нажмите, WH ; Тернер, Э.Л. (1992). «Космологическая постоянная» (PDF) . Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 30 (1): 499–542. Bibcode : 1992ARA & A..30..499C . DOI : 10.1146 / annurev.aa.30.090192.002435 . ISSN 0066-4146 . PMC 5256042 . PMID 28179856 .
Хобсон, депутат; Efstathiou, GP; Ласенби, АН (2006). Общая теория относительности: введение для физиков (изд., 2014 г.). Кембридж: Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-82951-9. LCCN 2006277059 . OCLC 903178203 .
Джойс, А .; Jain, B .; Хури, Дж .; Тродден, М. (2015). «За пределами космологической стандартной модели». Отчеты по физике . 568 : 1–98. arXiv : 1407.0059 . Bibcode : 2015PhR ... 568 .... 1J . DOI : 10.1016 / j.physrep.2014.12.002 . ISSN 0370-1573 . S2CID 119187526 .
Пиблз, PJE ; Ратра, Б. (2003). «Космологическая постоянная и темная энергия». Обзоры современной физики . 75 (2): 559–606. arXiv : astro-ph / 0207347 . Bibcode : 2003RvMP ... 75..559P . DOI : 10.1103 / RevModPhys.75.559 . ISSN 0034-6861 . S2CID 118961123 .
Rugh, S; Цинкернагель, Х. (2001). «Квантовый вакуум и проблема космологической постоянной». Исследования по истории и философии современной физики . 33 (4): 663–705. arXiv : hep-th / 0012253 . Bibcode : 2002SHPMP..33..663R . DOI : 10.1016 / S1355-2198 (02) 00033-3 . S2CID 9007190 .
Райден, Б.С. (2003). Введение в космологию . Сан-Франциско: Аддисон-Уэсли. ISBN 978-0-8053-8912-8. LCCN 2002013176 . OCLC 50478401 .
Виленкин, А. (2006). Множество миров в одном: поиск других вселенных . Нью-Йорк: Хилл и Ван. ISBN 978-0-8090-9523-0. LCCN 2005027057 . OCLC 799428013 .
Вайнберг, С. (1989). "Проблема космологической постоянной" (PDF) . Обзоры современной физики . 61 (1): 1–23. Bibcode : 1989RvMP ... 61 .... 1W . DOI : 10.1103 / RevModPhys.61.1 . ЛВП : 2152/61094 . ISSN 0034-6861 .
Вайнберг, С. (1992). Мечты о последней теории: поиск ученых высших законов природы . Нью-Йорк: Книги Пантеона. ISBN 978-0-679-74408-5. LCCN 93030534 . OCLC 319776354 .
Вайнберг, С. (2015). Лекции по квантовой механике (2-е изд.). Кембридж: Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-1-107-11166-0. LCCN 2015021123 . OCLC 910664598 .

Внешние ссылки [ править ]

Майкл, Э., Университет Колорадо, Департамент астрофизических и планетарных наук, " Космологическая постоянная "
Космологическая постоянная (астрономия) в Британской энциклопедии
Кэрролл, Шон М. , «Космологическая постоянная» (короткая), «Космологическая постоянная» (расширенная).
Новость: больше доказательств того, что темная энергия является космологической постоянной
Статья о космологической постоянной из Scholarpedia
Коупленд, Эд; Меррифилд, Майк. «Λ - космологическая постоянная» . Шестьдесят символов . Brady Харан для Ноттингемского университета .

[CC_Definition-1] Вполне может быть, что темная энергия объясняется статической космологической постоянной или что эта загадочная энергия вовсе не постоянна и со временем меняется, как в случае с квинтэссенцией , см., например:
«Физика предлагает идею о том, что пространство содержит энергию, гравитационное воздействие которой приближается к космологической постоянной Эйнштейна Λ; в настоящее время эта концепция называется темной энергией или квинтэссенцией». Пиблз и Ратра (2003) , стр. 1
«Тогда может показаться, что в космологической жидкости преобладает какая-то фантастическая плотность энергии, которая имеет отрицательное давление и только что начала играть важную роль сегодня. Убедительной теории, объясняющей такое положение вещей, еще не создано, хотя космологические модели, основанные на компоненте темной энергии, такой как космологическая постоянная (Λ) или квинтэссенция (Q), являются ведущими кандидатами ». Колдуэлл (2002) , стр. 2

[2] «Физика предлагает идею о том, что пространство содержит энергию, гравитационное воздействие которой приближается к космологической постоянной Эйнштейна Λ; в настоящее время эта концепция называется темной энергией или квинтэссенцией». Пиблз и Ратра (2003) , стр. 1

[3] «Тогда может показаться, что в космологической жидкости преобладает какая-то фантастическая плотность энергии, которая имеет отрицательное давление и только что начала играть важную роль сегодня. Убедительной теории, объясняющей такое положение вещей, еще не создано, хотя космологические модели, основанные на компоненте темной энергии, такой как космологическая постоянная (Λ) или квинтэссенция (Q), являются ведущими кандидатами ». Колдуэлл (2002) , стр. 2

[2] Сигел, Итан. «Спросите Итана: космологическая константа Эйнштейна - это то же самое, что и темная энергия?» . Forbes . Проверено 26 декабря 2020 года .

[3] Эйнштейн (1917)

[Rugh_2001_3-4] Rugh & Zinkernagel (2001) , стр. 3

[Λ_=_0?-5] О предположении, что космологическая постоянная имеет нулевое значение, см., Например:
«Поскольку космологическая верхняя граница была значительно меньше любого значения, ожидаемого от теории частиц, большинство теоретиков элементарных частиц просто предположили, что по какой-то неизвестной причине эта величина равна нулю». Вайнберг (1989) , стр. 3 $\left|\left\langle \rho \right\rangle +\lambda /8\pi G\right|$
«Эпохальным астрономическим открытием было бы установить путем убедительного наблюдения, что Λ отлична от нуля». Кэрролл, Press & Turner (1992) , стр. 500
«До 1998 г. не существовало прямых астрономических доказательств Λ, а верхняя граница наблюдений была настолько сильной (Λ <10–120 планковских единиц), что многие физики элементарных частиц подозревали, что какой-то фундаментальный принцип должен приводить к тому, что его значение должно быть точно нулевым». Барроу и Шоу (2011) , стр. 1
«Единственное другое естественное значение - это Λ = 0. Если Λ действительно крошечный, но не ноль, это добавляет очень стимулирующий, хотя и загадочный ключ к открытию физики». Пиблз и Ратра (2003) , стр. 333

[8] «Поскольку космологическая верхняя граница была значительно меньше любого значения, ожидаемого от теории частиц, большинство теоретиков элементарных частиц просто предположили, что по какой-то неизвестной причине эта величина равна нулю». Вайнберг (1989) , стр. 3 $\left|\left\langle \rho \right\rangle +\lambda /8\pi G\right|$

[9] «Эпохальным астрономическим открытием было бы установить путем убедительного наблюдения, что Λ отлична от нуля». Кэрролл, Press & Turner (1992) , стр. 500

[10] «До 1998 г. не существовало прямых астрономических доказательств Λ, а верхняя граница наблюдений была настолько сильной (Λ <10–120 планковских единиц), что многие физики элементарных частиц подозревали, что какой-то фундаментальный принцип должен приводить к тому, что его значение должно быть точно нулевым». Барроу и Шоу (2011) , стр. 1

[11] «Единственное другое естественное значение - это Λ = 0. Если Λ действительно крошечный, но не ноль, это добавляет очень стимулирующий, хотя и загадочный ключ к открытию физики». Пиблз и Ратра (2003) , стр. 333

[1998_Discovery-6] См. например:
«Это независимый результат двух команд. Проект космологии сверхновых звезд ( Перлмуттер и др. (1999) ; также см. Перлмуттер и др. (1998) ) и Группа поиска сверхновых с высоким Z ( Рисс и др. (1998) ; также см. Schmidt et al. (1998) ) " Weinberg (2015) , p. 376

[13] «Это независимый результат двух команд. Проект космологии сверхновых звезд ( Перлмуттер и др. (1999) ; также см. Перлмуттер и др. (1998) ) и Группа поиска сверхновых с высоким Z ( Рисс и др. (1998) ; также см. Schmidt et al. (1998) ) " Weinberg (2015) , p. 376

[7] Редд (2013)

[8] Rugh & Zinkernagel (2001) , стр. 1

[CC_Problem-9] См., например:
«Это дает ответ примерно на 120 порядков выше, чем верхний предел Λ, установленный космологическими наблюдениями. Это, вероятно, худшее теоретическое предсказание в истории физики!» Хобсон, Эфстатиу и Ласенби (2006) , стр. 187
«Это, как мы увидим позже, примерно на 120 порядков больше, чем позволяет наблюдение». Кэрролл, Press & Turner (1992) , стр. 503
«Теоретические ожидания для космологической постоянной превышают пределы наблюдений примерно на 120 порядков». Вайнберг (1989) , стр. 1

[17] «Это дает ответ примерно на 120 порядков выше, чем верхний предел Λ, установленный космологическими наблюдениями. Это, вероятно, худшее теоретическое предсказание в истории физики!» Хобсон, Эфстатиу и Ласенби (2006) , стр. 187

[18] «Это, как мы увидим позже, примерно на 120 порядков больше, чем позволяет наблюдение». Кэрролл, Press & Turner (1992) , стр. 503

[19] «Теоретические ожидания для космологической постоянной превышают пределы наблюдений примерно на 120 порядков». Вайнберг (1989) , стр. 1

[CC_Problem_3-10] См. Например:
«В вакууме - ключ к полному пониманию природы» Дэвис (1985) , стр. 104
«Теоретическая проблема объяснения космологической постоянной - одна из величайших проблем теоретической физики. Скорее всего, нам потребуется полностью разработанная теория квантовой гравитации (возможно, теория суперструн), прежде чем мы сможем понять Λ». Хобсон, Эфстатиу и Ласенби (2006) , стр. 188

[21] «В вакууме - ключ к полному пониманию природы» Дэвис (1985) , стр. 104

[22] «Теоретическая проблема объяснения космологической постоянной - одна из величайших проблем теоретической физики. Скорее всего, нам потребуется полностью разработанная теория квантовой гравитации (возможно, теория суперструн), прежде чем мы сможем понять Λ». Хобсон, Эфстатиу и Ласенби (2006) , стр. 188

[Biggest_Blunder-11] Есть некоторые дебаты по поводу того, назвал ли Эйнштейн космологическую постоянную своей «самой большой ошибкой», причем все ссылки восходят к одному человеку: Джорджу Гамову . (См. Гамов ( 1956 , 1970 ).) Например:
«Астрофизик и писатель Марио Ливио не может найти никаких документов, которые помещают эти слова в уста Эйнштейна (или, если на то пошло, его перо). Вместо этого все ссылки в конечном итоге приводят к одному человеку - физику Джорджу Гамову - который сообщил, что Эйнштейн использовал эту фразу в двух источниках: его посмертно опубликованной автобиографии My World Line (1970) и статье в Scientific American от сентября 1956 г. " Розен (2013)
«Мы также считаем вполне правдоподобным, что Эйнштейн сделал такое заявление, в частности, Гамову. Мы приходим к выводу, что нет никаких сомнений в том, что Эйнштейн пришел к мнению, что введение космологической постоянной является серьезной ошибкой, и что весьма правдоподобно то, что он назвал назвать его «самой большой ошибкой» по крайней мере в одном случае ». O'Raifeartaigh & Mitton (2018) , стр. 1

[24] «Астрофизик и писатель Марио Ливио не может найти никаких документов, которые помещают эти слова в уста Эйнштейна (или, если на то пошло, его перо). Вместо этого все ссылки в конечном итоге приводят к одному человеку - физику Джорджу Гамову - который сообщил, что Эйнштейн использовал эту фразу в двух источниках: его посмертно опубликованной автобиографии My World Line (1970) и статье в Scientific American от сентября 1956 г. " Розен (2013)

[25] «Мы также считаем вполне правдоподобным, что Эйнштейн сделал такое заявление, в частности, Гамову. Мы приходим к выводу, что нет никаких сомнений в том, что Эйнштейн пришел к мнению, что введение космологической постоянной является серьезной ошибкой, и что весьма правдоподобно то, что он назвал назвать его «самой большой ошибкой» по крайней мере в одном случае ». O'Raifeartaigh & Mitton (2018) , стр. 1

[12] Райден (2003) , стр. 59

[Planck-2018-13] Сотрудничество Planck (2018)

[14] Brumfiel (2007) , стр. 246

[15] См., Например, Baker et al. (1999)

[16] См., Например, Таблицу 9 в The Planck Collaboration (2015a) , стр. 27

[17] Барроу и Шоу (2011)

[18] Рассчитано на основе постоянной Хаббла ииз The Planck Collaboration (2015b) $\Omega _{\Lambda }$

[19] Дайсон, Клебан и Сасскинд (2002)

[20] Rugh & Zinkernagel (2001) , стр. ?

[21] Wolchover, Натали (9 августа 2018). «Темная энергия может быть несовместима с теорией струн» . Журнал Quanta . Фонд Саймонса . Дата обращения 2 апреля 2020 .

[22] Вайнберг (1987)

[23] Виленкин (2006) , стр. 138–139

[24] Вайнберг (1992) , стр. 182

[25] Виленкин (2006) , стр. 146

[26] Д.О. Сабульский; И. Дутта; EA Hinds; Б. Старейшина; C. Burrage; Э. Дж. Коупленд (2019). «Эксперимент по обнаружению сил темной энергии с помощью атомной интерферометрии». Письма с физическим обзором . 123 (6): 061102. arXiv : 1812.08244 . Bibcode : 2019PhRvL.123f1102S . DOI : 10.1103 / PhysRevLett.123.061102 . PMID 31491160 . S2CID 118935116 .

vтеАльберт Эйнштейн
Физика	Специальная теория относительности Общая теория относительности Эквивалентность массы и энергии (E = mc 2 ) Броуновское движение Фотоэлектрический эффект Коэффициенты Эйнштейна Эйнштейн твердый Принцип эквивалентности Уравнения поля Эйнштейна Радиус Эйнштейна Соотношение Эйнштейна (кинетическая теория) Космологическая постоянная Конденсат Бозе – Эйнштейна Статистика Бозе – Эйнштейна Корреляции Бозе – Эйнштейна Теория Эйнштейна – Картана Уравнения Эйнштейна – Инфельда – Гофмана. Эффект Эйнштейна – де Гааза Парадокс ЭПР Дебаты Бора и Эйнштейна Телепараллелизм Мысленные эксперименты Неудачные расследования Дуальность волна-частица Гравитационная волна Парадокс чайного листа
Работает	Документы Аннуса Мирабилиса (1905 г.) " Исследования по теории броуновского движения " (1905 г.) Относительность: специальная и общая теория (1916) Значение теории относительности (1922) Мир, каким я его вижу (1934) Эволюция физики (1938) « Почему социализм? » (1949) Манифест Рассела – Эйнштейна (1955)
Семья	Полина Кох (мать) Герман Эйнштейн (отец) Майя Эйнштейн (сестра) Милева Марич (первая жена) Эльза Эйнштейн (вторая жена; двоюродная сестра) Лизерл Эйнштейн (дочь) Ганс Альберт Эйнштейн (сын) Эдуард Эйнштейн (сын) Бернхард Цезарь Эйнштейн (внук) Эвелин Эйнштейн (внучка) Томас Мартин Эйнштейн (правнук) Роберт Эйнштейн (двоюродный брат) Зигберт Эйнштейн (дальний родственник)
В популярной культуре	Die Grundlagen der Einsteinschen Relativitäts-Theorie (документальный фильм 1922 года) Теория относительности Эйнштейна (документальный фильм 1923 г.) Реликвии: Мозг Эйнштейна (документальный фильм, 1994 г.) Незначительность (фильм 1985 года) IQ (фильм 1994 года) Дар Эйнштейна (пьеса, 2003 г.) Эйнштейн и Эддингтон (телефильм, 2008) Гений (сериал, 2017 г.)
Связанный	Награды и отличия Мозг жилой дом Мемориал Политические взгляды Религиозные взгляды Список вещей, названных в честь Альберта Эйнштейна Архив Альберта Эйнштейна Проект статей Эйнштейна Эйнштейн холодильник Эйнштейнхаус Эйнштейний
Призы	Премия Альберта Эйнштейна Медаль Альберта Эйнштейна Медаль ЮНЕСКО Альберта Эйнштейна Премия мира Альберта Эйнштейна Мировая премия имени Альберта Эйнштейна в области науки Премия Эйнштейна в области лазерной науки Премия Эйнштейна (APS)
Книги об Эйнштейне	Альберт Эйнштейн: Создатель и бунтарь Эйнштейн и религия Эйнштейн для начинающих Эйнштейн: его жизнь и Вселенная Космос Эйнштейна Я Альберт Эйнштейн Введение в относительность Тонкий Господь
Книга Категория