Давайте отмоем назад время… скажем, на сто лет. В 1917 году Эйнштейн разработал общую теорию относительности. Это был шедевр, который дал нам современное представление о гравитационной силе. И, как любой любознательный человек, интересующийся гравитацией, Эйнштейн решил применить свои новые уравнения к эволюции Вселенной.
В среднем Вселенная электрически нейтральна, поэтому электромагнитная сила не даст вам много информации о том, как всё работает в больших масштабах. Эйнштейн не знал о сильных и слабых ядерных силах (справедливости ради, никто не знал), но это взаимодействия на коротких расстояниях в любом случае.
Если вы хотите заниматься космологией, история начинается с гравитации. Если взять случайный набор вещей и назвать его «Вселенная», вполне допустимо задаться вопросом, что будет делать этот случайный набор вещей. К своему удивлению, Эйнштейн обнаружил, что теория относительности естественным образом предсказывает эволюционирующую, динамическую Вселенную, которая естественным образом либо расширяется, либо сжимается. Но в то время преобладала точка зрения, что Вселенная статична — она всегда была такой на протяжении всей космической истории.
В редком для себя шаге Эйнштейн уступил наблюдениям и добавил «космологическую постоянную», обозначаемую греческой буквой лямбда. Уравнения относительности естественным образом допускали эту константу. Это как фоновый гравитационный эффект, который существует во всей Вселенной, даже когда внутри неё ничего нет. И этот эффект может быть как положительным, так и отрицательным, как фоновое притяжение или отталкивание, встроенное в само пространство-время. Эйнштейн настроил свой параметр так, чтобы фоновая гравитация компенсировала гравитационные выходки всей материи и стабилизировала Вселенную.
Спустя всего несколько лет Эдвин Хаббл обнаружил, что Вселенная расширяется, а другие теоретики, такие как российский космолог Александр Фридман, приняли уравнения Эйнштейна за чистую монету и предоставили теоретическую поддержку теории Большого взрыва. Сам же Эйнштейн позже заметил друзьям, что добавление космологической постоянной было его «величайшей ошибкой».
Ускорение расширения Вселенной
Перенесёмся вперёд, в 1998 год. Две группы астрономов решили положить конец многолетним спорам о том, сколько материи содержится во Вселенной. Одни наблюдения говорили, что материи почти нет, другие — что её много. Вселенная расширялась, но материя внутри неё должна была замедлять это расширение — измерив замедление, они могли бы определить количество материи и разрешить спор.
Они сделали это… в некотором смысле. Вместо того чтобы обнаружить замедление, они измерили ускорение. Во Вселенной всё ещё было не так много материи, но даже того, что там есть, недостаточно, чтобы замедлить расширение.
Что касается этого ускорения, то проще всего объяснить его, как вы уже догадались, с помощью космологической постоянной — фундаментального фонового антигравитационного эффекта, который просто существует во Вселенной. Спустя десятилетия после того, как Эйнштейн отказался от своей ошибки, константа вновь обрела жизнь как лучшее объяснение данных.
В 1980-х и 90-х годах мы разработали сложную космологическую модель, которую мы несколько высокомерно назвали «Стандартной моделью космологии» (физики любят называть согласованные, коллаборативные модели «Стандартными»). Открытие ускоренного расширения заставило нас отказаться от этой модели.
На смену ей пришло наше нынешнее лучшее описание истории Вселенной со времён Большого взрыва. Оно называется космологией LCDM. Лямбда обозначает космологическую постоянную, также известную как тёмная энергия. CDM обозначает холодное тёмное вещество, форма материи, которая доминирует по массе почти в каждой галактике.
LCDM чрезвычайно успешна. Это относительно простая модель: всего несколько свободных параметров и несколько предположений, работающих в рамках общей теории относительности. И с помощью этой модели мы можем объяснить очень многое о Вселенной: её историю расширения, появление фонового излучения, особенность BAO, рост галактик и крупных структур и так далее. Это одна из наиболее хорошо изученных и проверенных теорий во всей науке.
И почти наверняка она неверна.