Давайте отмотаем время назад… ну, не знаю, скажем, лет на сто. Шел 1917 год, и Эйнштейн только что разработал свою Общую теорию относительности. Это был шедевр, подаривший нам современный взгляд на гравитационные силы. И, как любой человек, интересующийся гравитацией, Эйнштейн решил применить свои новые уравнения к эволюции Вселенной.
Собственно, почему бы и нет? В среднем Вселенная электрически нейтральна, так что электромагнитная сила мало что скажет о том, как всё работает в крупных масштабах. Эйнштейн не знал о сильном и слабом ядерных взаимодействиях (справедливости ради, тогда о них никто не знал), но в любом случае это короткодействующие силы.
Если вы хотите заниматься космологией, история начинается с гравитации. Если взять случайный набор вещества и назвать его «вселенной», вполне резонно спросить, что этот случайный набор будет делать. К своему удивлению, Эйнштейн обнаружил, что теория относительности естественным образом предсказывает эволюционирующую, динамичную Вселенную — такую, которая либо расширяется, либо сжимается. Однако господствующим в то время мнением было то, что Вселенная статична — она всегда оставалась неизменной на протяжении всей космической истории.
В виде редкого исключения Эйнштейн уступил наблюдениям и добавил «космологическую постоянную», обозначаемую греческой буквой Лямбда (Λ). Уравнения теории относительности вполне допускали эту константу. Это словно фоновый гравитационный эффект, который просто существует во всей Вселенной, даже когда внутри неё ничего нет. И этот эффект может быть как положительным, так и отрицательным — либо фоновое притяжение, либо отталкивание, встроенное в само пространство-время. Эйнштейн подобрал этот параметр так, чтобы фоновая гравитация уравновешивала гравитационное влияние всей материи и стабилизировала Вселенную.
Всего через несколько лет Эдвин Хаббл обнаружит, что Вселенная расширяется, а другие теоретики, такие как российский космолог Александр Фридман, примут уравнения Эйнштейна за чистую монету и обеспечат теоретическое обоснование теории Большого взрыва. Что касается самого Эйнштейна, то позже в разговорах с друзьями он назовет добавление космологической постоянной своей «величайшей ошибкой».
Перенесемся в 1998 год. Две группы астрономов взялись разрешить многолетний спор 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 оценить количество этого вещества и поставить точку в споре.
Что они и сделали… в каком-то смысле. Вместо замедления они зафиксировали ускорение. Материи во Вселенной по-прежнему было немного, но даже того, что есть, недостаточно, чтобы затормозить расширение.
Что касается этого ускорения, то самый простой способ объяснить его — это, как вы уже догадались, обратиться к космологической постоянной, фундаментальному фоновому эффекту антигравитации, который просто существует во Вселенной. Спустя десятилетия после того, как Эйнштейн отказался от своей ошибки, константа триумфально вернулась как лучшее объяснение полученных данных.
В 1980-х и 90-х годах мы разработали сложную космологическую модель, которую несколько самонадеянно назвали Стандартной космологической моделью (физики питают страсть называть связные, коллективные, общепринятые модели «Стандартными»). Открытие ускоренного расширения заставило нас выбросить эту модель.
Её место заняло наше нынешнее лучшее описание истории Вселенной с момента Большого взрыва. Оно называется космологией ΛCDM (Лямбда-CDM). Лямбда обозначает космологическую постоянную, также известную как темная энергия. CDM (Cold Dark Matter) означает холодную темную материю — форму материи, которая составляет основную массу почти каждой галактики. Часть про CDM — это тема для отдельного выпуска, так как сегодня мы сосредоточены на Лямбде.
Модель ΛCDM невероятно успешна. Это относительно простая модель: всего несколько свободных параметров и пара предположений, работающих в рамках общей теории относительности. И с помощью этой модели мы можем объяснить ОЧЕНЬ МНОГОЕ о Вселенной: историю её расширения, появление фонового излучения, барионные акустические осцилляции (BAO), рост галактик и крупных структур, и так далее, и тому подобное. Это одна из самых хорошо изученных и проверенных теорий во ВСЕЙ науке.
И она почти наверняка неверна.
Комментировать можно ниже в разделе “Добавить комментарий”.