Космологи́ческая постоя́нная (космологический член, лямбда-член, Λ-член), фундаментальная физическая постоянная, входящая в уравнения общей теории относительности (ОТО) А. Эйнштейна, которые описывают релятивистское гравитационное поле. Космологическую постоянную обозначают прописной буквой греческого алфавита Λ («лямбда»), поэтому она также носит название «Λ-член». Введена Эйнштейном в уравнения ОТО в 1917 г. для построения модели статической Вселенной в искривлённом пространстве с материей. Физический смысл введения космологической постоянной заключался в постулировании наличия дополнительной глобальной гравитационной силы, которая не зависит от наличия или отсутствия вещества. Положительной космологической постоянной $(Λ\!>\!0)$ соответствовали силы отталкивания, отрицательной $(Λ\!<\!0)$ – силы притяжения. Введение глобальных сил отталкивания с помощью положительной космологической постоянной компенсировало бы гравитационное притяжение со стороны всей материи Вселенной и влияние кривизны пространства-времени, приводя таким образом к статичности Вселенной.

Космологическая постоянная $Λ$ входит в уравнения Эйнштейна как коэффициент при метрическом тензоре:

$\displaystyle R_{\mu\nu}-\frac{1}{2}g_{\mu\nu}R=\frac{8\pi G}{c^4}T_{\mu\nu}+\Lambda g_{\mu\nu},$где $R_{\mu\nu}$ – тензор Риччи, $g_{\mu\nu}$ – метрический тензор, $R$ – скалярная кривизна пространства-времени, $T_{\mu\nu}$ – тензор энергии-импульса, $G$ – гравитационная постоянная, $c$ – скорость света. Как следует из этих уравнений, размерность $Λ$ – это обратный квадрат длины (м^–2).

Космологическая постоянная может быть отождествлена с особым видом материи, участвующим в гравитационном взаимодействии, – ложным вакуумом. В отличие от физического вакуума, плотность ложного вакуума отлична от нуля $(\rho_v\!>\!0)$. Этот вид материи имеет релятивистское отрицательное давление: $p_v\!=\!-ρ_vc^2$. Плотность энергии вакуума, соответствующая космологической постоянной, есть:

$\displaystyle \rho_v=\frac{c^2}{8\pi G}\Lambda.$Под влиянием идей А. А. Фридмана (1924) о нестационарной модели Вселенной и после открытия Э. Хабблом (1929) расширения Вселенной Эйнштейн отказался от введения космологической постоянной в свои уравнения (фактически положив её равной нулю). В дальнейшем моделям Вселенной с космологической постоянной, отличной от нуля, уделялось мало внимания.

В 1967 г. И. С. Шкловский и Н. С. Кардашёв на основании распределения квазаров пришли к выводу, что во Вселенной существует положительная космологическая постоянная, и оценили её значение [при значении современного параметра Хаббла $H_0=100 км/(с\cdotМпк)$]:

$\Lambda=4,\!3\cdot10^{-56}\ см^{-2},$что по порядку величины совпадает с современным значением.

В 1998 г. несколько групп астрономов опубликовали результаты работ по исследованию кинематических свойств нашей Вселенной с помощью наблюдений сверхновых звёзд Ia типа (SN Ia). Эти звёзды относятся к стандартным свечам, расстояние до которых и, следовательно, до галактик, которым они принадлежат, можно определять с высокой точностью. Три группы астрономов, руководимые С. Перлмуттером, А. Риссом и Б. Шмидтом (Нобелевская премия, 2011), измерили параметр Хаббла $H_0$ и параметр замедления $q,$ который оказался отрицательным, что свидетельствует об ускоренном расширении современной Вселенной. После открытия ускоренного расширения Вселенной интерес к космологической постоянной снова возродился, поскольку введение положительной космологической постоянной – самый простой способ объяснить данное явление.

Современные значения параметра Хаббла, выведенные из данных по сверхновым звёздам Ia типа и по исследованиям анизотропии реликтового излучения, статистически значимо отличаются друг от друга. Так, параметр Хаббла, определённый по наблюдениям сверхновых звёзд Ia типа, составляет $H_0=73,\!24±1,\!74\ км/(с\cdotМпк).$ Тот же параметр, измеренный по анизотропии реликтового излучения, равен $H_0=67,\!4±0,\!5\ км/(с\cdotМпк).$ Значение космологической постоянной, измеренное по анизотропии реликтового излучения, составляет

$\Lambda=1,\!07\cdot10^{-56}\ см^{-2}$или, в энергетических единицах,

$\Lambda=4,\!28\cdot10^{-84}\ ГэВ^{2}.$Уравнения Эйнштейна с добавленным в них Λ-членом, описывающим постоянную во времени глобальную силу гравитационного отталкивания, можно рассматривать как одну из моделей для объяснения ускоренного расширения Вселенной. Однако наряду с этим рассматривается много других моделей. Наиболее популярны модели с особой формой материи, объединённой общим названием тёмная энергия. Такое состояние материи характеризуется отрицательным релятивистским давлением $p$ и описывается уравнением состояния:

$p=w\rho c^2,$где $ρ$ – плотность этой материи, $c$ – скорость света. Величина $w$ называется параметром тёмной энергии. В случае $w<–1$ тёмная энергия носит название фантомной энергии. Плотность тёмной энергии с таким параметром растёт при расширении. Для фантомной тёмной энергии скорость потока энергии вещества становится больше скорости света (нарушение т. н. условия энергодоминантности). В случае $w>–1$ тёмная энергия называется квинтэссенцией, её плотность падает с расширением Вселенной. Однако скорость падения плотности меньше, чем в случае обычной материи. Вселенную с ненулевой космологической постоянной также можно рассматривать как Вселенную, заполненную тёмной энергией со значением параметра $w=-1$. Плотность тёмной энергии с таким параметром не меняется при расширении Вселенной. Согласно современным наблюдательным данным, значение параметра $w$ лежит в интервале [–1,06, –1,0].