宇宙常数问题
暴涨宇宙与宇宙学常数问题
暴涨宇宙与宇宙学常数问题作者：冯朝君李新洲来源：《上海师范大学学报·自然科学版》2014年第04期摘要：假设在宇宙暴涨时期，宇宙学“常数”不再是一个常数而是一个变化的量，并且由于它与暴涨场之间具有的相互作用，解决了宇宙学常数的精细调节问题.同时，这种相互作用也使得暴涨宇宙模型不仅能够预言大的张标比、正确的扰动谱，而且能预言大的谱指数跑动.此外，暴涨所需要的e-folding数也大到足够解决大爆炸宇宙学中的视界、平坦性等问题.关键词：暴涨宇宙；宇宙学常数；张标比；谱指数中图分类号： O 412.1 文献标识码： A 文章编号： 1000-5137（2014）04-0378-06在最简单的暴涨宇宙模型中，一个被称为暴涨子的标量场驱动着宇宙加速膨胀.为了能够使宇宙在早期有足够长的暴涨时间，这个标量场需要有一个非常平坦的势能V（）.当暴涨开始的时候，它将从势能高的地方缓慢地滚向势能低的地方.这个过程就称为慢滚暴涨.现在虽然有很多暴涨模型，但是人们对暴涨子的本质还知之甚少.在暴涨场候选者当中，希格斯粒子是最佳人选，因为它不仅在粒子物理标准模型中起到重要作用，而且是迄今为止人们观测到的第一个标量粒子.希格斯粒子的发现应当归功于工作在欧洲大型强子对撞机（LHC）的科学家与工程师们[6-7].可是，要让希格斯粒子实现早期宇宙的暴涨并不是件容易的事情，因为它无法给出正确的密度扰动幅度，具体的分析见文献[8].然而，通过一些间接的方法还是可以得到相对平坦的势能.比如：文献[9]中，通过引入希格斯粒子与引力场的非最小耦合相互作用，即Lint～ h2R，在共形变换之后，的确能够得到一个足够平坦的势能.虽然该模型能够实现暴涨，给出正确的功率谱，但却不能预言一个比较大的张标比.文献[10]中讨论了这一问题，并指出该模型的预言是无法和BICEP2的结果相吻合的.在文献[8]中也介绍了另外一些希格斯暴涨模型.在这些模型中，有一个非常有意思的模型，称为希格斯混沌暴涨模型，见文献[11].在这个模型中，通过所谓的跑动动能暴涨[12-13]，希格斯粒子实现了混沌暴涨模型中的平方势能.在暴涨时期，希格斯粒子的动能项会被修改，但是暴涨结束后，h依然回到正则的形式.该模型能够预言一个和混沌暴涨模型中取平方势能时相同的张标比.2 总结最近，由BICEP2实验组观测到的宇宙微波背景辐射光子极化的B模式极大地推进了早期宇宙和基础物理的研究.所测量到的张标比r≈0.2在区分和排除暴涨模型的时候，显示了强有力的力量.希格斯粒子是最有希望成为暴涨场的基本粒子，但是它的质量mh～O（102）GeV要远远小于暴涨子的质量m～O（1013）GeV.为了解决这一等级问题，需要引入希格斯粒子与引力的非最小耦合或者非正则动能项.通常，希格斯粒子预言了一个比较小的张标比，不能很好地解释BICEP2的结果.现有的慢滚暴涨模型虽然可以预言一个大的张标比，但是往往预言一个比较小的谱指数跑动，这与实验观测有所冲突.另外，宇宙学常数的精细调节问题一直困扰着人们.本文作者建议在暴涨时期考虑可变的宇宙学“常数”，从而同时解决了以上者两个问题.参考文献：[1] OVERDUIN J M，COOPERSTOCK F I.Evolution of the scale factor with a variable cosmological term[J].Phys Rev D，1998，58：043506[astro-ph/9805260].[2] ADE P A R，AIKIN R W，BARKATS D，et al.[BICEP2 Collaboration].BICEP2 I：Detection Of B-mode Polarization at Degree Angular Scales[J/OL].arXiv：1403.3985[astro-ph.CO].[3] GUTH A H.The inflationary universe：A possible solution to the horizon and flatness problems[J].Phys Rev D，1981，23（347）：347-356.[4] LINDE A D.A new inflationary universe scenario：A possible solution of the horizon，flatness，homogeneity，isotropy and primordial monopole problems[J].Phys Lett B，1982，108（6）：389-393.[5] ALBRECHT A，STEINHARDT P J.Cosmology for grand unified theories with radiatively induced symmetry breaking[J].Phys Rev Lett 1982，48：1220-1223.[6] AAD G，ABAJYAN T，ABBOTT B，et al.[ATLAS Collaboration].Observation of a new particle in the search for the Standard Model Higgs boson with the ATLAS detector at theLHC[J].Phys Lett B，2012，716（1）：1-29.[7] CHATRCHYAN S，KHACHATRYAN V，SIRUNYAN A M，et al.[CMS Collaboration].Observation of a new boson at a mass of 125 GeV with the CMS experiment at the LHC[J].Phys Lett B，2012，716（1）：30-61.[8] 冯朝君，李新洲.希格斯粒子与暴涨宇宙[J].上海师范大学学报：自然科学版，2014，43（4）：384-390.[9] BEZRUKOV F L，SHAPOSHNIKOV M.The Standard Model Higgs boson as theinflaton[J].Phys Lett B，2008，659（3）：703-706.[10] COOK J L，KRAUSS L M，LONG A J，et al.Is higgs inflation dead[J/OL].arXiv：1403.4971[astro-ph.CO].[11] NAKAYAMA K，TAKAHASHI F.Higgs chaotic inflation in standard model and NMSSM[J].Journal of Cosmology and Astroparticle Physics，2011（2）：10，1～9.[12] NAKAYAMA K，TAKAHASHI F.Running kinetic inflation[J].Journal of Cosmology and Astroparticle Physics，2010，11：009，1～24.[13] TAKAHASHI F.Linear inflation from running kinetic term in supergravity[J].Phys Lett 2010，693（2）：140-143.[14] ADE P A R，AGHANIM N，ARMITAGE-CAPLAN C，et al.[Planck Collaboration].Planck 2013 results.XXII.Constraints on inflation[J/OL].arXiv：1303.5082[astro-ph.CO].[15] LI M，LI X D，WANG S，et al.Dark energy：A brief review[J].Front Phys China，2013，8（6）：828-846.[16] 冯朝君，李新洲.无穷级数单标量场暴涨宇宙模型与原初引力波[J].上海师范大学学报：自然科学版，2014，43（4）：391-398.Abstract：By assuming the cosmological “constant” is no longer a constant during the inflation epoch，it is found that the cosmological constant fine-tuning problem is solved.In the meanwhile，inflation models could predict a large tensor-to-scalar ratio，correct power spectral index and a larger running of it.Furthermore，the e-folding number is large enough to overcome the horizon，flatness problems in the Big Bang cosmology.Key words： inflation； cosmological constant； tensor-to-scalar ratio； power spectra（责任编辑：顾浩然）。
宇宙的常数;宇宙演化的规则之谜(什么是宇宙常数)
宇宙的常数;宇宙演化的规则之谜标题：宇宙的常数与宇宙演化的规则之谜在整个宇宙的漫长历史中，科学家们一直试图理解宇宙的起源和演化规律。
其中一个引人注目的问题是宇宙中存在的常数以及这些常数对于宇宙演化的规则所扮演的角色。
这一课题涉及到物理学、宇宙学等多个领域，挑战着人类的智慧和探索精神。
首先，我们来看一些宇宙中被认为是恒定不变的物理常数，比如光速、引力常数、普朗克常数等。
这些常数被认为是宇宙中普适的规律，它们决定了许多物理现象的发生和演化过程。
例如，光速被视为宇宙中最快的速度，引力常数则决定了天体之间的相互作用力大小。
这些常数的存在和数值似乎是宇宙运行的基础，但科学家们却无法解释为什么这些常数的数值恰好是如此，而非其他数值。
其次，宇宙演化的规则也是一个深奥的谜团。
从大爆炸到宇宙膨胀，再到星系的形成和毁灭，宇宙的演化历程充满了许多未知和神秘。
科学家们通过观测、实验和理论建模，试图揭示宇宙演化的规律和过程，但仍有许多问题没有得到解答。
比如，暗能量和暗物质究竟是什么？宇宙的加速膨胀背后隐藏着怎样的力量？这些问题挑战着我们对宇宙本质的理解和认识。
在探索宇宙的常数和演化规则之谜的过程中，科学家们采用了各种方法和技术。
从天文观测到实验室模拟，从理论推导到数值计算，他们不断努力突破自己的认知界限，试图解开宇宙的奥秘面纱。
然而，随着科学的不断进步，我们或许会有一天能够揭示这些谜团背后的真相，理解宇宙的本质和规律。
总的来说，宇宙的常数和宇宙演化的规则之谜是一个充满挑战和机遇的领域。
在这个浩瀚的宇宙中，人类只是微不足道的存在，但我们对于探索宇宙的渴望和求知欲却是无限的。
或许，正是对这些未知的探索和追求，让我们更加热爱并珍惜这个神秘而美丽的宇宙。
愿科学家们在未来的研究中能够揭示更多宇宙的奥秘，让我们更加深入地理解宇宙的常数和演化规则之谜。
广义相对论解释不了的现象
广义相对论解释不了的现象
广义相对论是爱因斯坦提出的一种描述引力作用的理论，它已经成功解释了许多重大的天体物理现象，例如黑洞、宇宙膨胀和引力透镜效应等。
然而，仍然存在一些现象无法被广义相对论完全解释。
其中一些现象包括：
1. 宇宙学常数问题：广义相对论预测了一个恒定的宇宙学常数，但实际观测到的宇宙学常数却非常小，并且接近于零。
目前尚未找到满足这个观测结果的令人满意的解释。
2. 暗能量和暗物质：观测数据表明，宇宙中大约有27%的暗物质和68%的暗能量，但它们的性质和来源仍然不明确。
广义相对论无法解释暗能量和暗物质的本质。
3. 引力波的起源：引力波是广义相对论的一个重要预言，并在2015年首次探测到。
然而，广义相对论无法完全解释引力波的起源和产生机制。
4. 时间的起源：广义相对论将时间视为时空的一部分，但它无法解释时间的起源。
时间是如何开始的以及在宇宙形成初期是否存在时间的问题仍然没有确切答案。
这些现象的解释需要更深入的研究和更高级的理论，例如量子引力理论或统一场论等。
科学家们正在不断努力寻找新的理论来解释这些现象，并进一步完善我们对宇宙的理解。
物理学中的暗能量与宇宙学常数问题
物理学中的暗能量与宇宙学常数问题近年来，活跃的宇宙学研究和疑点挑战了在我们生活的宇宙中有百分之68的暗能量和百分之27的物质的理论。
直到1980年代，暗能量在理论物理学中才开始显露出来，压轴戏则在1998年完美呈现。
具体来说，这个问题是与我们的宇宙学常数有关的。
宇宙学常数是空间中和时间的多个标度之间的数值关系，它已在物理学上发挥了关键作用。
更准确地说，它是标量场，是一种能够扩展向外空间、能够乘以任何其他物理量来获得真实结果的力学假设。
在许多学科中，许多数学家、天文学家、物理学家和计算机科学家正在聚焦于暗能量和宇宙学常数问题。
这些关注点来源于一些难以解决的问题，例如黑洞、星空膨胀的加速度，以及各种各样的剧情和发展。
换句话说，这些研究都寻求解释我们目前尚未得出的阴影。
暗能量的概念源于引力，早在1915年爱因斯坦就已提出引力的弯曲原理。
1948年，新西兰的数学家和物理学家Arnold Siegmund Sommerfeld，又称Arnold Sommerfeld，提出了一个与暗能量有关的术语：“宇宙学常数”。
尽管他的版本与今天的不同，但暗能量的观念在当时却已产生了。
然而，暗能量和宇宙学常数的研究都最终导致了类似的问题：在现有的理论框架中，暗能量和宇宙学常数是何方神圣，它们是怎么产生的？尽管还有很多没有解决的问题，但物理学家们已经做出了一些非常有趣的推理和探索，并在某些情况下添加了一些自由参数来更好地解释暗能量和宇宙学常数的原因。
暗能量的动力学：引力有引力性能量密度，这通常给物体带来引力作用。
这个反向宇宙加速度的能力形成了一个自然的问题：在标准的引力物质存在的情况下，应该解释加速器的另一侧部分。
这个方案伏笔在了过去几十年观察到的撞击星系化问题上，后来被直接证明为所谓的“暗能量”。
然而，自从暗能量在1998年发现之后，一些物理学家和宇宙学家一直在为此进行进一步的研究。
例如，有人提出了一个假说，认为暗能量是不变的，即其超过值获得了超过标准这点的能力，并失去了物质为其提供能量的光一样的作用。
ρ常数263265″ -回复
ρ常数263265″-回复ρ常数263265"是什么意思？这是一个很有趣的问题，因为ρ常数被称为宇宙的谜团之一。
在这篇文章中，我们将一步一步回答这个问题，并探讨ρ常数的背景、意义和可能的解释。
首先，我们需要了解ρ常数是什么。
ρ常数，也称为宇宙常数或暗能量密度，是爱因斯坦相对论中的一个参数。
它在描述时空的几何结构中起着重要的作用。
ρ常数以希腊字母ρ（rho）表示，它是一个数值，用来量化宇宙中的能量密度。
宇宙常数的发现可以追溯到爱因斯坦在1917年的相对论方程中。
当时，他引入了一个附加项Λ（lambda），并声称它是为了维持宇宙的静态平衡而引入的。
不过，爱因斯坦当时并没有提供关于Λ的具体物理意义的解释。
几十年后，在20世纪90年代，观测数据表明宇宙正在加速膨胀。
这意味着引力应该在一定程度上减弱，但根据普遍相对论的基本原理，引力应该是吸引作用，因此科学家们开始寻找解释这个现象的原因。
一种解释是引入暗能量，也就是ρ常数。
暗能量是宇宙中一种尚未完全理解的极为稳定的能量形态，可以解释宇宙加速膨胀的现象。
ρ常数代表了暗能量的密度，并且在相对论方程中起到了类似Λ的作用。
ρ常数的数值非常小，约为10^(-120)，这与其巨大的影响相矛盾。
这个巨大的差异被称为“宇宙常数问题”。
令人惊讶的是，暗能量的性质和起源仍然是一个谜团。
一种可能性是，它是真空能量的一种形式，也就是量子场论中的虚粒子对的能量。
但这只是一个猜想，并没有实质性的证据来支持它。
另一个解释是暗能量是一种新的物理场，与我们所熟知的粒子和力量并不相同。
这种场可能与引力相互作用，并且它的能量密度在整个宇宙中是均匀的。
然而，科学家们仍然需要进一步的实验证据来支持这一观点。
除了上述两种解释外，还有一些其他的理论来解释ρ常数，但它们都面临着困难和挑战。
现在，科学家们在使用观测数据和理论模型来进一步研究宇宙暗能量的性质和物理起源。
在过去的几十年中，科学家们利用大量的观测数据和精密的实验，对宇宙进行了深入的研究。
哈梅克常数问题回答
哈梅克常数
哈梅克常数（Hubble constant）是宇宙学中非常重要的物理常数之一。
它是宇宙膨胀的速率与距离之间的比率。
该常数的名称来自于美国天文学家埃德温·哈勃（Edwin Hubble），他在1920年代利用望远镜观测到了远离地球的银河系的星系，这个发现证实了宇宙正在不断地膨胀。
哈梅克常数的数值经过多年观测和研究，现在已经非常精确地被确定为约70.0（km/s）/Mpc。
这个数值意味着每秒钟，一个到距离地球10百万光年远的天体将以70千米/秒的速度离开我们。
哈梅克常数还被用来估算宇宙的年龄和大小。
理解哈梅克常数有助于人们更好地了解宇宙的膨胀和演化。
通过观察近距离的恒星和星系，科学家们能够确定宇宙的膨胀速率。
这些观测信息被称为本地哈勃常数，它们用于确定哈梅克常数的准确值。
科学家们也使用哈梅克常数来计算宇宙的年龄和大小，这些数据是宇宙膨胀模型的关键参数之一。
目前，哈梅克常数的精确值仍存在争议。
一些观测结果显示出与标准宇宙模型预测相差较大的哈梅克常数值。
这些差异可能意味着我们需要重新评估宇宙模型，或者揭示出未知物理学原理的存在。
总之，哈梅克常数是宇宙学研究中一个非常重要的物理常数，对于人
类对宇宙的认知和理解具有重要意义。
尽管它的精确值目前还有争议，但人们相信未来的科学研究可以进一步探索宇宙的奥秘并进一步确定
这个重要常数的准确值。
天体物理学中的宇宙学常数
天体物理学中的宇宙学常数在天体物理学中，宇宙学常数是一个非常重要的概念。
它涉及到宇宙学中的许多重要问题，如宇宙的演化、暗物质和暗能量的性质等。
本文将从宇宙学常数的定义、测定方法及其带来的意义等方面进行讨论。
一、宇宙学常数的定义宇宙学常数H0，又称哈勃常数，是一个衡量宇宙膨胀速率的物理常数。
具体来说，它表示的是单位时间内单位距离的扩展速率。
即，在哈勃定律中，它表示的是宇宙中所有恒星和星系在相对位置上的变化速率。
二、宇宙学常数的测定方法目前，人们主要通过观测宇宙红移和星系超新星等数据来确定宇宙学常数。
其中，红移是指宇宙中的物体向远处移动而发生的频率变化，而超新星是一种极亮的爆炸星体，被认为是宇宙学常数的最精确的测量方法之一。
三、宇宙学常数的意义宇宙学常数的值并不是恒定不变的，它会随着时间的推移而发生变化。
因此，它在宇宙学研究中具有重要的意义。
首先，它提供了宇宙的测量标尺，可以帮助人们更准确地了解宇宙的年龄、大小和演化历史等。
其次，在宇宙学中，宇宙学常数和其他重要的物理参数之间存在密切的关系。
例如，宇宙学常数的值和宇宙密度、暗物质和暗能量等有关联。
因此，通过对宇宙学常数的测量，人们可以更深入地探寻宇宙的本质，也有助于科学家探索宇宙演化中的各种恒星和星系。
最后，宇宙学常数还有助于揭示宇宙中不同物质和物理现象之间的联系。
例如，在暗物质和暗能量的研究中，宇宙学常数的值被认为是探索其本质的重要窗口。
还有，在宇宙中的引力波研究中，宇宙学常数也是非常重要的物理参数。
总之，宇宙学常数对于人类探索宇宙的奥秘和本质有着非常重要的意义。
虽然目前的测量精度还有限，但相信随着技术的进步和人们认识的加深，它将会为我们揭示更多宇宙的奥秘。
宇宙学常数问题的解释
宇宙学常数问题的解释宇宙学常数（Cosmological Constant）也被称为宇宙学Lambda项，是描述物质和能量密度对宇宙膨胀和加速影响的一项参数。
它在广义相对论中被引入，以解释宇宙膨胀的现象。
本文将对宇宙学常数问题进行解释，带您深入了解它的来源、意义及研究进展。
一、宇宙学常数的起源及意义宇宙学常数最早由爱因斯坦在1917年引入。
当时，爱因斯坦正试图构建一个静态宇宙模型，以解释他的广义相对论。
为了保持宇宙静态的假设，爱因斯坦引入了一个负压力的项，即宇宙学常数，以抵消引力的作用。
然而，在后来的观测和研究中，宇宙学常数维持宇宙静态的假设被证明是错误的，宇宙处于膨胀的状态。
宇宙学常数的意义在于描述了宇宙空间的几何性质，以及宇宙膨胀和加速的原因。
它可以被看作是一种在时空中存在且均匀分布的能量，其作用类似于暗能量。
宇宙学常数越大，对应的暗能量越强，宇宙的膨胀和加速越明显。
宇宙学常数的正值表示引力的斥力作用，而负值则表示引力的吸引作用。
二、宇宙学常数问题的提出宇宙学常数问题是指理论计算得出的宇宙学常数值与实际观测到的暗能量值之间的巨大差异。
根据精确的宇宙学观测数据，暗能量占据了宇宙总能量的约七成，而宇宙学常数的理论计算值与观测值相差了多达120个数量级。
这一巨大差异使得宇宙学常数问题成为目前理论物理学中最困扰学者的之一。
三、宇宙学常数问题的挑战与解决宇宙学常数问题的提出给物理学界带来了巨大的挑战。
解决宇宙学常数问题的一种可能的途径是重新审视和改进宇宙学模型及相关的理论。
科学家们通过引入新的物理机制、修正引力理论或提出新的暗能量机制等方式，试图解释和预测宇宙学常数的值。
另一种解决宇宙学常数问题的方式是通过更精确的观测和实验，获取准确的宇宙常数值。
随着科技的不断进步和实验设备的提高，科学家们能够更精确地测量宇宙背景辐射、引力波、星系分布等信息，以获取更准确的宇宙学常数值，并对它的物理意义做出更深入的解释。
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2、宇宙常数问题（一）、宇宙常数问题的提出1916年，Einstein在分析宇宙时发现，根据广义相对论，宇宙是不平衡的，它要么是膨胀，要么是收缩。
如果仅仅存在万有引力，那么星系之间应吸引而相互靠近，宇宙应是在收缩。
为了使宇宙趋于平衡而完美，Einstein给宇宙方程加了一个常数。
1917年，Einstein提出，宇宙间存在一种与万有引力相反的力量，使所有星系保持一定距离，这样宇宙才不会因星体间的万有引力而不断收缩。
Einstein认为这种与万有引力相反的力量是恒久不变的，称之为“宇宙常数”。
Einstein场方程为Rμν— 0.5gμνR+υgμν= —8πGTμν，υ称为宇宙常数，由于增加了υgμν项，该方程在稳态、弱场非相对论近似下，回不到引力方程。
因此只有假定υ非常小，在一般space-time范围与Newton引力势相比可以略去，上面的场方程才可能成立。
故υgμν项，只有space-time在宇宙级上才有显示。
上世纪中叶人们就试图对Einstein场方程进行修正．Brans和Dicke认为标量场和引力场同样起作用，正确的引力场方程应当是Rμν－gμνR/2＝－8π（Tμμν+Tφμν）/φ，（10）φ～1/G是同宇宙的质量密度相联系的标量场，Tφμν是包含φ场的能动张量．另一种简洁的方式是把Einstein方程等价地写成R（1）μν－ημνR（1）λλ/2＝－8πG（Tμν+tμν），（11）tμν≡（Rμν－gμνRλλ/2－R（1）μν+ημνR（1）λλ/2）gμν＝ημν+hμνR（1）是Ricci张量中与hμν成线性的部分，上式说明场hμν是由总的能量和动量的密度和流产生的，tμν只是引力场本身的能动张量．以上修正未考虑不同时空形式下的修正．我们曾试图寻找Einstein场方程的一般形式，它普适于Schwarzschild时空、Robertson-Walker时空和四维最大对称时空，但后来发现，Einstein场方程可能是普适的，问题在于ρ．当代著名的天体物理学家F. Hoyle等人强烈主张稳态的宇宙模型，并作了许多工作。
但如不从根本上找到Newton万有引力理论和Einstein广义相对论本身的缺陷，则很难建立令人信服的稳态宇宙模型。
【1】自从牛顿在《自然哲学的数学原理》中提出万有引力定律以来，人们应用引力理论取得了许多成就，也多次试图对该定律进行修正。
如：纽科（Newcomo）等人曾提出修正牛顿引力中的平方反比律【3】，Poincare用推迟时t=r/c修正牛顿引力的瞬时超距作用【4】，Einstein 则对应提出广义相对论----引力理论，至今，许多人还在从事这方面工作，吕家鸿应用相对论理论直接对牛顿万有引力定律进行修正【5】，【6】，国外，也有人试图从测量万有引力常数变化中，找出第五种基本作用力【7】，[美]R.D.Newman 还通过实验提出系数公式()()λα/1r e G r G -∞+= 【8】。
牛顿理论导致其在宇宙论方面的困难，按照牛顿的理论，来自无限远处而终止于质量m 的“力线”的数目与质量m 成正比，如果平均说来质量密度ρ，在整个宇宙中是一个常数，则体积为V 的球，即包含平均质量ρV 。
因此，穿过球面F 进入球内的力线数目与ρV 成正比，对于单位球面积而言，进入球内的力线就与ρV/F 或ρR 成正比，因此，随着球半径R 的增长，球面上的场强最终就变为无限大，而这是不可能的【9】。
Einstein 的广义相对论场方程如下: Gµν = 8πG Tµν + Λgµν (1) ，Gµν是描述时空几何特性的Einstein 张量. Tµν 是物质场的能量-动量张量. Λgµν是宇宙学项,其中 Λ 被誉为宇宙学常数. Λgµν 具有排斥力,它是Einstein 为了保持我们宇宙中引力和斥力的平衡后来才加进去的. 为了便于分析,Tµν 可分为下面三项: Tµν = T 1µν + T 2µν + T 3µν (2) 。
按照当今的较准确的观测和理论计算, T 1µν ≈ 4%Tµν,[3] T 1µν 代表可见的有引力的普通物质, 如星星星际间物质等.根据对许多星系旋转速度分布的观测和理论计算, T 2µν ≈ 22%Tµν,[3] i.e. T 2µν ≈ (5 ~ 6) T 1µν. T 2µν 代表有引力的不可见的暗物质. T 3µν ≈ 74% Tµν,[3] 它就是 除 (T 1µν + T 2µν)之外的所谓的暗能量. 暗能量与 (T 1µν + T 2µν) 一起的总量必需品能保持我们宇宙的平直性和 (Ω→1),即Ω = ρr / ρo ≈1.因为Guth 和 Linde 所提出的宇宙暴涨论的预言以及宇宙动力学均要求宇宙的平直性和Ω = ρr / ρo ≈ 1,也就是要求宇宙的实际密度 ρr 必须极为接近其临界密ρo. 近来,许多较准确的观测已证实Ω = 1.02 ± 0.02 ，而较好地符合理论的要求. 当然,这里所提到的暗能量是指具有有引力暗能量.然而,为了解释新近对遥远的Ia 型超新星爆发所发现的宇宙的加速膨胀,许多科学家提出了一些新理论.他们将 ( T 3µν + Λgµν)合并到一起成为 Λgµν, 认为 Λgµν 是 (T 3µν = 74%Tµν) 而具有排斥力的未知的和神秘的暗能量. 新理论最著名的代表是量子场论. 在该理论中,把 (T 1µ+ T 2µν = 0) 当作真空状态,或者说是最低能量状态或量子场的基本态, [4] 也是微观宇宙的零点能. 而将宇宙中(T 1µ+ T 2µν ≠ 0)的宏观能量物质即普通物质作为量子场的激发态. 对宇宙真空状态的观测到是非常符合于 (T 1µν + T 2µν) = 0, 于是, Λgµν 正好作为具有排斥力的T 3µν的真空能. 不幸的是,按照量子场论所计算的 Λgµν值比在真空中实际的观测值要大10120 倍. 由于这种原因,用量子场论来解Einstein 的广义相对论场方程就会遇到无法克服的困难. 很显然, 由量子场论所计算出来的如此庞大的真空能量值是无法保持宇宙的平直性和使张量Gµν 在Einstein 的广义相对论场方程中与实际的观测值相符合. 量子场论似乎把真空能量当作 “无限的免费午餐”. 在宇宙中任何一点究竟储藏有多少真空能量和能被取出来多少? 为什么从真空中出来的负能量不和宇宙中现有的正能量发生湮灭? 如何使74% 的具有负能的暗能量 Λgµν保持宇宙的真实的平直性? 用量子场论解决上述问题就难免不违反宇宙的根本规律—因果律.由此可见,任何新理论,包括量子场论在内,如要恰当的解释我们宇宙的加速膨胀就必不可违反宇宙的平直性,而且要使Ω 比当今的准确的观测值 (Ω = 1.02 ± 0.02)还要准确.尽管希来哲对此困难进行修正，但这些修正和复杂化，既无经验根据亦无理论根据。
Einstein 广义相对论在宇宙论方面的困难，根据广义相对论可推出宇宙的空间尺度与宇宙的物质平均密度之间的简单关系为：R k 22=ρ， 其中，在cm.g.s 制中，得出2/k=1.08×1027；ρ是物质的平均密度，k 是与牛顿引力常数有关的一个常数【10】。
实际的平均宇宙密度，无论怎么小，都不可能为零，因而R 总是有限的，无论宇宙是准球形，还是准椭球形，按此理论，宇宙总是处于一个有限的空间，对此，Einstein 曾说“要建立一个既反对‘灭绝论’，又承认星体的速度很小的边界条件是不可能的”，按W.泡利的说法“宇宙空间是有界的” 【2】。
带电体静电能相互作用能与自能的有关理论也可以推广至引力场，可以进一步探讨自能与引力能之间的关系。
例如一个半径为R 、 引力质量为m 的均匀球体引力自能为W 自= 3Gm 2/5R ，令W 自=mc 2, 得m/R=5c 2/3G,R=3Gm/5c 2, 根据此可得电子的半径约为4.04646×10-60m ，而电子的经典半径约为2.8×10-15m ，说明电子并未达到最大密度或者说存在与万有引力相反的作用力， 因为宇宙中物体的最大密度ρ=m/V=3m/（4πR 3）=125c 6/(36πG 3m 2)，所以随着引力质量的增加，密度将逐渐减小，与经典观念差异很大，因此物体之间应存在反引力，它就是Einstein 所提到的宇宙常数。
２００１年，剑桥大学的天体物理学家迈克尔·墨菲领导的一个小组分析了几十亿光年外一些类星体的光谱，发现其中金属元素谱线有微小变化。
（二）、现代物理学对于宇宙常数的认识郭汉英先生说：“把可有可无的宇宙常数当作真空零点能密度---理论值比观测值大几十乃至一百二十多个量级，是典型的佯谬表现之一。
但我们认为，这并不是Einstein 的错误，更不是庞加莱的错误，进而不是黎曼的错误。
这只是人们在运用Einstein 相对论中发生的错误。
惯性原理及其发展存在两条不同的途径，如何更好地实现局域化、建立相应的引力理论，考虑一个以无量纲常数g 表征引力强度的模型是合理的。
精确宇宙学已经揭示、并将进一步证实：德西特相对论更好地描述我们的宇宙。
”爱因斯坦的相对论是交换信息，德西特的相对论也是交换信息，并不等于我们真实的宇宙。
1、 德西特时空与大量子论原始的德西特相对论或德西特时空，是荷兰天文学家威廉•德西特于1917年根据爱因斯坦方程式导出的。
所以德西特应是爱因斯坦的学生。
对于全息概念来说，德西特时空比反德西特时空重要，原因就在于它拥有一个位于“无限”处的边界，这一点和我们的日常时空非常相似，也与庞加莱设计的有限而无界的宇宙模型相似。
从实现全息性原理的反德西特/共形场理论说，1995年科学家们引入的D膜，亦可称德西特空间；反D膜亦可称反德西特空间。
全息论指出，我们周围的物理事件都可以完全通过定义在更低维世界的方程来说明。
这是因为反德西特空间背景与共形场论的对偶性，在规范理论-引力等价性、规范理论-弦理论等价性、体积-边界面积对应等方面都能应用，也能联系非对易几何蕴涵着一类特殊的指数正规化方案，即导致非对易几何体系的世界熵远远小于通常几何体系的世界熵。