На больших масштабах именно гравитация определяет, как ведет себя материя. Электрические заряды в среднем компенсируются, сильное и слабое взаимодействия действуют только на микроскопических расстояниях. Поэтому логично было начать с гравитации. Представив себе модель Вселенную, Эйнштейн попытался вычислить, как она должна эволюционировать.
Результат неприятно удивил легендарного ученого. Уравнения не хотели описывать неизменный, вечный космос. Напротив, они подсказывали, что Вселенная либо расширяется, либо сжимается. Это резко расходилось с представлениями того времени, когда мир считался статичным. Чтобы вернуть космосу неподвижность, Эйнштейн ввел в уравнения дополнительный член — космологическую константу Λ (лямбда). В физическом смысле она описывает особый гравитационный «фон», встроенный в само пространство-время, существующий даже в идеальной пустоте и способный либо притягивать, либо отталкивать. Подобрав значение Λ так, чтобы она уравновешивала притяжение материи, Эйнштейн получил статическую модель.
Однако уже через несколько лет Эдвин Хаббл показал, что галактики разбегаются друг от друга: Вселенная расширяется. Независимо от этого российский математик и космолог Александр Фридман получил решения уравнений общей относительности, описывающие именно нестационарную Вселенную, положив начало теории Большого взрыва. На этом фоне космологическая константа выглядела лишней, и Эйнштейн от нее отказался, позже называя ее введение своей «величайшей ошибкой».
В конце XX века выяснилось, что «ошибка» может быть гораздо ближе к истине, чем казалось ранее. В 1998 году две независимые группы астрономов, пытавшиеся измерить, насколько сильно гравитация материи тормозит расширение, обнаружили противоположное: оно ускоряется. Веществ во Вселенной оказалось мало, и даже его гравитации явно не хватало, чтобы объяснить наблюдаемое ускорение. Значит, есть нечто, что подталкивает космос к все более быстрому разбеганию.
Простейшим объяснением снова стала космологическая константа — некий постоянный энергетический фон, создающий на больших масштабах «антитяготение». Так в современную космологию вернулась Λ, получив новое название: темная энергия.
Открытие ускоренного расширения потребовало обновить сложившуюся к тому времени «Стандартную модель космологии». Ее нынешняя версия известна как ΛCDM‑модель: Λ отвечает за темную энергию, CDM (cold dark matter) — за холодную темную материю, невидимую субстанцию, которая, по расчетам, составляет львиную долю массы галактик и скоплений. Поразительно простая по числу параметров, ΛCDM успешно описывает космическое микроволновое фоновое излучение, историю расширения, рост галактик и крупномасштабную структуру Вселенной. Это одна из самых тщательно проверенных теорий во всей науке.
И все же все больше космологов считают, что эта теория неполная. Мы не знаем, что такое темная энергия физически, почему ее плотность именно именно такова, откуда берутся некоторые расхождения между предсказаниями модели и высокоточными наблюдениями (например, в оценке скорости расширения сегодня). Возможно, ΛCDM — очень точное предположение, как ньютоновская механика для медленных тел, но не окончательная модель.
История с космологической константой показывает, насколько извилистым и сложным может быть путь к пониманию Вселенной: идея, объявленная великим заблуждением, через десятилетия может стать краеугольным камнем науки и одновременно подсказкой, что за тем, что нам известно сейчас, прячется скрывается еще более глубокая физика, которую ученым будущего лишь предстоит открыть.
Ранее мы рассказывали о трех самых известных заблуждениях Эйнштейна.