От Дарвина до Эйнштейна

Иными словами, Эддингтон прекрасно понимал, что общая теория относительности допускает решение с расширяющейся Вселенной даже без космологической постоянной. Однако для этого решения нужно признать, что во Вселенной с самого начала существовали большие скорости, а объяснения подобных начальных условий оно не предоставляет. Инфляционная модель Вселенной[424] – идея, что Вселенная подверглась мощному расширению, когда ей от роду была всего лишь крошечная доля секунды – обязана своим появлением подобной же неудовлетворенности: нужно было полагаться на определенные начальные условия как на причину наблюдаемых космических явлений. Например, предполагается, что инфляция так сильно надула ткань мироздания, что сделала ее геометрию плоской. Одновременно считается, что именно инфляция стала той действующей силой, которая раздула до космологических масштабов квантовые флуктуации плотности материи, существовавшие на субатомном уровне. Эти очаги повышенной плотности впоследствии стали зародышами для формирования наблюдаемой сегодня космической структуры.

Как я уже отмечал в главе 9, модель стационарной Вселенной Хойла, выдвинутая в 1948 году, обладала некоторыми чертами инфляционной космологии. Член поля, который Хойл ввел в уравнения Эйнштейна, чтобы обеспечить постоянное создание материи, во многих отношениях выполнял функции космологической постоянной. В частности, он заставлял Вселенную расширяться по экспоненте. Поэтому стационарная модель Вселенной помогла идее всемирного отталкивания продержаться в моде еще лет пятнадцать. Когда астроном и давнишний сторонник Хойла Уильям Маккри в 1971 году решил сделать обзор превалировавших в то время идей о космологической постоянной, то весьма прозорливо[425] провел различие между двумя возможностями: либо общая теория относительности – это замкнутая самодостаточная теория, либо ее нужно считать лишь частью всеобъемлющей «теории всего», описывающей мироздание и все его феномены. Маккри отметил, что в первом случае космологическая постоянная – лишь досадная помеха, поскольку ее значение невозможно определить в рамках теории как таковой. Во втором же, пророчески заметил он, значение космологической постоянной можно установить через связь между общей теорией относительности и другими физическими теориями. Как мы вскоре увидим, физики пытаются понять природу космологической постоянной именно при помощи попыток объединить большое и малое – общую теорию относительности с квантовой механикой.

Глава 11. Из пустого пространства

Если мы допустим, что эфир в какой-то степени способен сгущаться и растягиваться, и примем, что он распространяется по всему пространству, то мы будем вынуждены заключить, что между отдельными его частями нет взаимного притяжения, и не можем считать, что гравитация притягивает его либо к Солнцу, либо к Земле, либо к любой мыслимой материи – то есть мы должны признать, что эфир – это субстанция, не подчиняющаяся закону всемирного тяготения.

Лорд Кельвин

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.