От Дарвина до Эйнштейна. Величайшие ошибки гениальных ученых, которые изменили наше понимание жизни и вселенной - Марио Ливио

Космологическая постоянная ввела в физический лексикон представление об отталкивающей гравитационной силе, которая пропорциональна расстоянию и действует независимо от обычного гравитационного притяжения между массами. Первым о том, как бы действовала подобная сила^[426], задумался Ньютон – как и о многих других физических понятиях. В своих прославленных «Началах» (вышедших в свет в 1687 году) он помимо обычной силы тяжести говорил и о силе, которая «возрастает прямо пропорционально расстоянию». Ньютону удалось показать, что при рассмотрении силы подобного типа, как и в случае силы тяжести, можно считать, что масса сферических тел сосредоточена в их центре. А вот чего ему не удалось – так это до конца решить задачу о взаимодействии этих двух сил в тандеме. Пожалуй, Ньютон отнесся бы к этому сценарию более внимательно, если бы понял, что закон гравитации трудно применить к Вселенной в целом, или если бы всерьез задумался об этом факте. Если попытаться вычислить гравитационную силу в любой точке космоса бесконечной протяженности и равномерной плотности, никакого определенного значения не получится^[427]. Это примерно как вычислять сумму бесконечной последовательности 1–1+1–1+1–1… – результат зависит от того, где остановиться.

Ближе к концу XIX столетия некоторые физики^[428] искали выход из этого сложного положения. Они предлагали различные решения – от небольших уточнений к закону всемирного тяготения Ньютона до введения более экзотических концепций вроде отрицательных масс. Вездесущий лорд Кельвин, например, предположил, что эфир – субстанция, пронизывающая, по тогдашним представлениям, все пространство – вообще не подвержен гравитации (см. эпиграф к этой главе). Впоследствии кульминацией всех этих изысканий стала общая теория относительности Эйнштейна, а затем – добавление в его уравнение космологической постоянной. Однако, как мы уже видели, в дальнейшем Эйнштейн отказался от лямбда-члена, и на несколько десятилетий космологическая постоянная, если не считать краткого возвращения в рамках стационарной модели Хойла, в сущности, была изгнана из теоретической физики. В конце шестидесятых астрономические наблюдения подарили ей новую жизнь, и феникс восстал из пепла. Астрономы сочли, что наблюдаемое число квазаров, возникших в эпоху примерно 10 миллиардов лет назад, избыточно. Эту повышенную плотность можно было бы объяснить тем, что размеры Вселенной почему-то на некоторое время перестали меняться^[429] и оставались на уровне примерно в треть нынешних. И в самом деле, несколько астрофизиков показали, что подобное космическое «простаивание» допустимо в рамках модели Леметра, поскольку она (благодаря задействованной в ней космологической постоянной) предполагала квазистатическую стадию инертности. И хотя эта модель оказалась недолговечной, она все же привлекла внимание к одной потенциальной интерпретации космологической постоянной: возможно, лямбда-член – это плотность энергии пустого пространства. Эта идея настолько фундаментальна и головоломна, что заслуживает особого объяснения.