Zaktualizowano artykuł 6 kwietnia 2023
Energia punktu zerowego Stwierdzono, że temperatura w fizyce jest miarą intensywności losowego ruchu cząsteczek i można się spodziewać, że gdy temperatura spada do zera absolutnego, wszelki ruch ustaje, a cząsteczki zatrzymują się. W rzeczywistości jednak ruch odpowiadający energii punktu zerowego nigdy nie zanika.
Energia punktu zerowego wynika z zasad mechaniki kwantowej , fizyki zjawisk subatomowych. Gdyby molekuły kiedykolwiek całkowicie się zatrzymały, ich atomy składowe byłyby dokładnie zlokalizowane i jednocześnie. Miałyby precyzyjnie określone prędkości, czyli o wartości zero. Ale jest to aksjomat mechaniki kwantowej, że żaden obiekt nie może mieć jednocześnie dokładnych wartości położenia i prędkości ( patrz zasada nieoznaczoności ); tak więc cząsteczki nigdy nie mogą całkowicie spocząć.
Energia punktu zerowego
jest ważna w kwantowej teorii promieniowania. Zgodnie z którą każdy mod pola o częstotliwości ν ma energię punktu zerowego ½ h ν.
Pozwala to na interpretację interakcji van der Waalsa między dwoma atomami. Na przykład w kategoriach zmiany energii punktu zerowego pola elektromagnetycznego. Mówiąc bardziej ogólnie, obecność materii modyfikuje energię pola punktu zerowego w sposób zależny od natury i rozmieszczenia materii. Co może skutkować małymi, ale mierzalnymi siłami między ciałami makroskopowymi.
Najbardziej znanym przykładem tej konsekwencji energii pola punktu zerowego jest siła Casimira pomiędzy nienaładowanymi, doskonale przewodzącymi płytkami. Efekt Kazimierza.
Chociaż energia punktu zerowego jest integralną częścią podstawowej teorii kwantowej [6–8], w kontekście ogólnej teorii względności prowadzi do poważnych trudności. Dowolna gęstość energii próżni przyczynia się do powstania stałej kosmologicznej typu wprowadzonego przez Einsteina. W celu uzyskania statycznych rozwiązań jego równań pola.
Gęstość energii punktu zerowego próżni, ze względu na wszystkie pola kwantowe, jest niezwykle duża, nawet po odcięciu największych dopuszczalnych częstotliwości w oparciu o wiarygodne argumenty fizyczne. Oznacza to stałą kosmologiczną większą niż granice narzucone przez obserwację o około 120 rzędów wielkości. Ten „kosmologiczny stały problem” pozostaje nierozwiązany.
