Космологическая постоянная

Эйнштейн назвал введение космологической постоянной в уравнения общей теории относительности самым большим своим промахом. Она позволяла компенсировать гравитацию, повышая или понижая скорость расширения вселенной. Эйнштейну эта величина была, в сущности, не нужна, и он от нее отказался. Однако полученные в 1990-х новые данные потребовали ее возвращения. Астрономы установили, что загадочная темная энергия повышает скорость расширения вселенной, а это приводит к необходимости переписать современную космологию.

Альберт Эйнштейн считал, что мы живем во вселенной, которая находится в устойчивом состоянии, а не в той, что родилась при Большом взрыве. Пытаясь вывести описывающие ее уравнения, он столкнулся с затруднением. Если существует только гравитация, вселенная должна в конечном счете сжаться в точку — возможно, в черную дыру. Очевидно, однако, что в реальной вселенной этого не происходит, что она выглядит устойчивой. Поэтому Эйнштейн добавил в уравнения своей теории новый член, уравновешивающий гравитацию, описывающий своего рода «антигравитационное» отталкивание. Добавил, чтобы уравнения приобрели правильный вид, а не потому, что такая сила была ему известна. Однако эта формулировка уравнений немедленно привела к проблемам.

Если существует противодействие гравитации, то так же, как ничем не сдерживаемая гравитация способна привести к коллапсу вселенной, антигравитационная сила легко может возрастать и отрывать от нее области, в которых гравитационная «спайка» оказывается недостаточной. Эйнштейн допустить такого разрыва вселенной не хотел и предпочел игнорировать описывающий отталкивание член уравнений, признав, впрочем, что вводить его не стоило. Другие физики тоже предпочли исключить этот параметр, отправить в архив истории. Во всяком случае, попытались. Член этот забыт не был, он сохранился в уравнениях теории относительности, однако одна из его величин, космологическая постоянная, была определена как нулевая.

Ускоряющаяся вселенная

В 1990-х две группы астрономов начали составлять звездные карты суперновых, находящихся в удаленных галактиках, — они надеялись измерить таким образом геометрию пространства — и обнаружили, что далекие суперновые светятся слабее, чем им следовало бы. Существует несколько типов суперновых, ослепительных взрывов умирающих звезд. Суперновая типа Ia обладает предсказуемой яркостью и потому полезна для определения расстояний. Так же, как у переменных звезд цефеид, с помощью которых измерялись расстояния до галактик, позволявшие подтвердить верность уравнения Хаббла, врожденная яркость суперновой типа Ia может определяться по спектру ее свечения и позволяет сказать, как далеко от нас она находится. Способ этот прекрасно работал для достаточно близких суперновых, а вот удаленные оказались слишком тусклыми. Походило на то, что они находятся от нас дальше, чем мы полагали.

«В течение 70 лет мы пытались измерить скорость, с которой замедляется расширение вселенной. А когда измерили, обнаружили, что оно ускоряется» Майкл С. Тёрнер, 2001

По мере открытия все более и более далеких суперновых характер их потускнения с расстоянием стал наводить на мысль, что расширение вселенной не устойчиво, как то следовало из закона Хаббла, что расширение ускоряется. Это стало для космологов огромным потрясением, от которого они не оправились и до сих пор.

Результаты, полученные для суперновых, хорошо описывались уравнениями Эйнштейна, но только если они содержали космологическую постоянную, равную не нулю, а 0,7. Эти результаты в сочетании со структурой космического микроволнового фонового излучения свидетельствовали о необходимости введения новой отталкивающей силы, противодействующей гравитации. Правда, силы очень слабой. Почему она так слаба, это и поныне остается загадкой, поскольку никаких практических причин, по которой она не могла бы значительно возрасти и, быть может, полностью возобладать над гравитацией, не обнаружено. Она очень близка к силе гравитации и оказывает на пространство-время, каким мы видим его сейчас, воздействие довольно слабое. Этот отрицательный энергетический член уравнения получил название «темная энергия».

«Она [темная энергия] представляется чем-то, связанным с самим пространством, и в отличие от гравитирующей темной материи имеет эффект некоторым образом противоположный, противодействующий гравитации, заставляя вселенную отталкиваться от самой себя» Брайан Шмидт, 2006

Темная энергия

Происхождение ее так и остается загадочным. Мы знаем только, что это форма энергии, связанной с вакуумом пустого пространства и порождающей отрицательное давление в областях, где нет создающей гравитационное притяжение материи. В результате в пустых областях пространства возникает инфляция. Мы примерно установили ее силу, наблюдая за суперновыми, но больше нам почти ничего о ней не известно. Мы не знаем даже, является ли космологическая постоянная действительно постоянной, — всегда ли имела она одну и ту же величину во всей вселенной и во всякое время (что справедливо для гравитации и скорости света), или величина ее менялась во времени и была при Большом взрыве одной, сейчас стала другой, а в будущем изменится снова. В наиболее общей форме темную энергию называют «квинтэссенцией» пятой силы, охватывающей все возможные способы, которыми эта сила может изменяться во времени. Однако все еще остается неизвестным, как проявляется эта неуловимая сила и как она возникла из физики Большого взрыва. Сейчас это главный предмет обсуждения для физиков.

В настоящее время мы гораздо лучше понимаем геометрию вселенной и ее состав. Открытие темной энергии навело порядок в бухгалтерии космологии, позволив определить энергетический бюджет вселенной. То есть теперь нам известно, что 4% ее составляет обычная барионная материя, 23% — экзотическая небарионная и 73% — темная энергия. Складываясь вместе, эти цифры дают почти точное количество материала, необходимого для сбалансированной «вселенной точной настройки», близкое к критической массе, при которой вселенная не является ни открытой, ни замкнутой.

«Следует подчеркнуть, однако, что наши результаты приводят к положительному искривлению пространства, даже без ввода дополнительного члена уравнения [космологической постоянной]. Этот член необходим лишь для того, чтобы сделать возможным квазистатическое распределение материи» Альберт Эйнштейн, 1918

Однако загадочные количества темной энергии означают, что, даже зная полную массу вселенной, предсказать ее будущее поведение затруднительно, поскольку зависит оно от того, станет или не станет возрастать в будущем влияние темной энергии. Если ускорение вселенной останется таким, каково оно сейчас, темная энергия будет иметь равное с гравитацией значение. Если же в какой-то момент времени ускорение возрастет, быстрое расширение вселенной преодолеет действие гравитации. И тогда вселенная будет расширяться вечно, все быстрее и быстрее. Предлагались и довольно пугающие сценарии развития событий: после того как гравитация будет преодолена, слабо связанные массивные структуры совсем лишатся связи и развалятся на части, а со временем распадутся даже галактики, а следом и звезды испарятся, образовав атомарный туман. В конечном счете отрицательное давление обдерет и атомы, оставив только угрюмое море элементарных частиц.

И, тем не менее, хоть космологическая складная картинка собрана и нам удалось измерить множество величин, которые описывают геометрию вселенной, существуют большие вопросы, остающиеся пока без ответов. Мы просто не знаем, что представляет собой 95% материала, из которого состоит вселенная, и что на самом деле такое эта новая сила и ее квинтэссенция. Так что время почивать на лаврах еще не настало. Вселенная продолжает хранить свою тайну.