Белые карлики. Будущее Вселенной

Космологическую постоянную учитывал и великий российский «модельер Вселенной» Александр Александрович Фридман, но скорее формально. А в 1929 г. Эдвин Хаббл опубликовал свой знаменитый закон V = H₀R, утверждающий, что дальние галактики разбегаются во всех направлениях и что их лучевая скорость пропорциональна расстоянию до нашей планеты. Это непосредственно следует из моделей Фридмана и Леметра с нулевым значением лямбды, на что Леметр обратил внимание за два года до появления первой статьи Хаббла. Таким образом, получалось, что ОТО позволяет реалистично описать эволюцию мироздания без космологического члена, что Эйнштейн и признал в 1931 г.

Георгий Гамов в автобиографии «Моя мировая линия»[34] сообщил, что Эйнштейн назвал космологический член «возможно, крупнейшей» из своих ошибок (предположительно, научных). Так это или не так, в точности неизвестно, поскольку сам Эйнштейн ничего подобного не писал, а мемуаристы подчас ошибаются. Во всяком случае, с начала 1930-х гг. большинство астрономов забыло о космологическом члене.

Однако же Эйнштейн оставил ему шанс на возрождение. В 1932 г. он и де Ситтер опубликовали модель нестационарного мира с нулевой пространственной кривизной (это частный случай модели Фридмана, который тот почему-то не рассмотрел). В этой статье они рекомендовали не пользоваться космологической константой, «пока более точные данные наблюдений не позволят определить ее знак и численную величину». Таким образом, Эйнштейн и де Ситтер все же допускали, что лямбда может отличаться от нуля (и даже быть отрицательной). Это предсказание начало подтверждаться лишь через полвека.

Теперь посмотрим, что получится, если космологический член перенести в правую часть уравнения (естественно, с обратным знаком). Формально эта операция означает возникновение вакуумного поля с постоянной плотностью энергии, равной Λс⁴/8πG, которое противодействует тяготению. Качественно это можно объяснить так: поскольку лямбда у Эйнштейна положительна, космологический член уменьшает значения всех компонент тензора энергии-импульса, которые и являются «материальным» источником тяготения. Следовательно, он противодействует тяготению, то есть создает антигравитацию. Конечно, это лишь демонстрация «на пальцах», но вычисления ее подтверждают. Отсюда же следует, что космологический член с отрицательной лямбдой усиливает «материальную» гравитацию.

ПРИЗРАК ЛЯМБДЫ

Космологическая постоянная пребывала в забвении вплоть до начала 1980-х гг. Затем интерес к ней возродился, причем по двум независимым причинам.

Фактор первый. К этому времени в космологии постепенно закрепилась инфляционная модель Большого взрыва, подготовленная и развитая при значительном участии российских исследователей. Эта теория утверждает, что в начале существования Вселенной, когда ее возраст, скорее всего, не превышал 10^–36–10^–35 секунд, она какое-то время расширялась по экспоненте, как в модели де Ситтера. Такое расширение запустил фазовый переход первичной субстанции мироздания, породивший вакуумное скалярное поле с гигантской положительной плотностью энергии. Первоначально оно было сосредоточено внутри сверхмикроскопического пузырька диаметром 10^–33 см, который и стал зародышем нашей Вселенной. Хотя время расширения было крайне недолгим, Вселенная успела приобрести макроскопические размеры.

Новая модель быстро обрела признание и заставила вспомнить про космологическую постоянную, поскольку формально та выглядела прямым аналогом плотности скалярного поля, запустившего «раздувание» пространства. Правда, в первых версиях инфляционной модели это поле было весьма нестабильным. По окончании инфляции оно отдало свою энергию на рождение обычных частиц и исчезло, так что затем Вселенная эволюционировала согласно модели Фридмана с нулевым значением лямбды, предписывающей расширение с падающей скоростью. Однако некоторые теоретики допускали, что плотность вакуумного поля могла не упасть до нуля, а стабилизироваться где-то неподалеку. Тогда в уравнении Эйнштейна остается космологический член, пусть и с очень маленькой лямбдой. Сторонники этой идеи были немногочисленны, но авторитетны.