В отдалённом будущем Вселенную могут ожидать различные варианты судеб, но если тёмная энергия и правда постоянная – а об этом свидетельствуют все данные – то её развитие продолжит идти по красной кривой. Эта кривая приведёт Вселенную к варианту тепловой смерти. Однако тёмная энергия не обязательно должна быть космологической постоянной.

Одна из самых загадочных составляющих Вселенной – тёмная энергия. Честно говоря, её вообще не должно было быть. Раньше мы довольно логично предполагали, что Вселенная сбалансирована, и что её расширению противодействуют силы гравитации, действующие на всё, что в ней есть. Если гравитация выиграет, Вселенная снова сколлапсирует. Если выиграет расширение, всё разлетится в небытие. Однако сделанные после 1990 года наблюдения говорят о том, что расширение не просто выигрывает – удалённые галактики удаляются от нас со всё возрастающей скоростью. Однако можно ли назвать это новой идеей, или же это просто воскрешение того, что Эйнштейн назвал когда-то своей величайшей ошибкой: космологической постоянной ? Такой вопрос задаёт наш читатель:

Космологическая постоянная Эйнштейна и тёмная энергия – это одно и то же? Почему со временем термин «тёмная энергия» заменил изначальный термин «космологическая постоянная»? Идентичны ли они, или нет, и почему?

Тут есть несколько вопросов. Давайте вернёмся назад, к изначальной идее Эйнштейна, космологической постоянной.


Сегодня мы знаем, что значительная часть галактик, отличных от Млечного Пути, имеют спиралевидную форму. Все спиральные туманности, которые мы изучали с 1920-х годов, представляют собой другие галактики. Однако во времена Эйнштейна это было далеко не очевидно.

Необходимо помнить, что когда Эйнштейн работал над теорией гравитации, которая должна была заменить и вытеснить закон всемирного тяготения Ньютона, нам мало что было известно о Вселенной. Конечно, астрономия существовала уже тысячи лет, и телескопы были в ходу значительную часть этого срока. Мы измеряли звёзды, кометы, астероиды, туманности. Мы видели рождение новых и сверхновых. Мы открывали переменные звёзды и атомы. Мы обнаруживали интересные структуры в небе – спиральные и эллиптические.

Но мы не знали, что эти спирали и эллипсы были самостоятельными галактиками. Эта идея была лишь второй по популярности; лидировало мнение о том, что это некие сущности (возможно, формирующиеся звёзды), находящиеся внутри Млечного Пути, который представлял собой всю вселенную. Эйнштейн искал такую теорию гравитации, которую можно было бы применить ко всему сущему – включая и всю известную Вселенную.


Гравитационное поведение Земли вблизи Солнца лучше объясняется не наличием невидимого гравитационного притяжения, а свободным падением Земли в искривлённом Солнцем пространстве. Кратчайшее расстояние между двумя точками – не прямая линия, а геодезическая – кривая линия, определяемая гравитационной деформацией пространства-времени.

Проблема стала очевидной, когда Эйнштейну удалось сформулировать своё величайшее достижение: общую теорию относительности (ОТО). Вместо того, чтобы полагаться на массы, бесконечно быстро воздействующие друг на друга на бесконечных расстояниях, Эйнштейн представил совершенно другую концепцию. Во-первых, поскольку пространство и время были не абсолютными, а относительными для каждого из наблюдателей, теория должна была делать идентичные предсказания для всех наблюдателей: как говорят физики, быть "релятивистски инвариантной". А это означало, что отдельные понятия пространства и времени необходимо было сплести в единую четырёхмерную ткань пространства-времени. Гравитационные эффекты уже распространялись не с бесконечной скоростью, а ограничились скоростью гравитации, которая, по теории Эйнштейна, равняется скорости света.

Ключевым прорывом Эйнштейна стала замена притягивающих друг друга масс на искривление пространства-времени, действующее как на материю, так и на энергию. Искривлённое пространство-время диктовало материи и энергии, как им нужно двигаться. А материя и энергия в каждый момент времени говорят пространству, как ему изгибаться. И так они воздействуют друг на друга – после каждого сдвига материи и энергии немного меняется кривизна пространства. Их изменениями управляют уравнения общей теории относительности.


Анимация реакции пространства-времени на движущуюся в нём массу. Она позволяет представить себе пространство-время не как двумерную «ткань», а как реальный объект. Трёхмерное пространство искривляется из-за наличия и свойств материи и энергии. Движение нескольких масс вокруг друг друга вызывает гравитационные волны.

Если бы Эйнштейн на этом и остановился, он бы запустил космическую революцию. С одной стороны (так сказать, с одной стороны знака равенства в уравнении) вся материя и энергия Вселенной. С другой стороны – кривизна пространства-времени. На этом всё должно заканчиваться – предсказания уравнения должны говорить о том, что произойдёт в будущем.

И когда Эйнштейн решал эти уравнения для большого расстояния от небольшой массы, он получал закон всемирного тяготения Ньютона. Но при приближении к массе начинали вылезать поправки – как объяснявшие до того необъяснимые отклонения орбиты Меркурия, так и предсказывавшие, что свет звёзд, проходящий мимо Солнца, должен отклоняться от прямой. Именно так впервые общую теорию относительности и подтвердили на практике.

Однако в другой ситуации возникла ещё одна проблема. Если предположить, что Вселенная равномерно заполнена материей, то из уравнений получается, что она нестабильна. Если она начала существовать в статичном пространстве-времени, то должна схлопнуться. Для исправления ситуации Эйнштейн изобрёл космологическую постоянную.


Если Вселенная не расширяется, её можно заполнить стационарной материей любого вида, но она всегда будет схлопываться в чёрную дыру. В контексте гравитации Эйнштейна такая Вселенная нестабильна, и должна расширяться.

Нужно понять, откуда берётся идея космологической постоянной. В математике есть мощнейший инструмент, повсеместно использующийся и в физике: дифференциальное уравнение. Это может быть что-то настолько простое, как закон Ньютона F = ma. Подобное уравнение просто объясняет, как некие величины поведут себя в следующий момент. После того, как этот момент прошёл, их можно подставить в то же уравнение, и оно снова предскажет, что произойдёт с ними в следующий момент.

Дифференциальное уравнение, к примеру, может рассказать, что случится с шаром, катящимся с холма. Оно говорит, какой у него будет путь, как он будет ускоряться, как его местоположение будет меняться во времени. Решая дифференциальное уравнение, описывающее движение шара, катящегося с холма, вы сможете точно построить его траекторию.

Дифференциальное уравнение скажет вам почти всё, что вам захочется узнать о шаре, катящемся с холма. Но оно не может сказать вам одного: насколько высоко находится холм. Вы не знаете, расположен ли этот холм на горном плато, заканчивается ли он на уровне моря, или в кратере потухшего вулкана. Одинаковые холмы, расположенные на разных высотах, будут описываться одним и тем же дифференциальным уравнением.


Шар, едва балансирующий на вершине холма, являет пример нестабильного равновесия. Гораздо стабильнее для шара быть где-нибудь в низине. Но какое значение высоты этой низины – ноль, положительное или отрицательное? Математика качения шара с холма будет идентичной вплоть до константы, обозначающей эту высоту.

Похожая проблема возникает в матанализе, когда вы впервые учитесь брать неопределённый интеграл – печально известная «плюс константа», которую нужно добавлять в конце. Конечно, ОТО – это не одно дифференциальное уравнение, а матрица из 16 дифференциальных уравнений, 10 из которых друг от друга не зависят. Но к каждому из них можно определённым образом добавить константу – она и стала известной, как космологическая постоянная. Возможно, вы удивитесь, но это единственное, что можно прибавить к ОТО без фундаментального изменения сути теории (кроме ещё одной формы материи или энергии).

НО Эйнштейн добавил к своей теории космологическую постоянную не потому, что это можно было сделать, но потому, что с его точки зрения это было предпочтительнее. Без добавления константы его уравнения говорили, что Вселенная должна расширяться или сжиматься, но ничего подобного заметно не было. И вместо того, чтобы поверить уравнениям, Эйнштейн ввёл в них константу, чтобы «исправить» казавшуюся сломанной ситуацию. Прислушайся он к уравнениям, он предсказал бы расширение Вселенной. Вместо этого работы других учёных опровергли выбор Эйнштейна, а он сам отказался от космологической постоянной только в 1930-х годах, когда расширение Вселенной подтвердили наблюдения.


В процессе расширения Вселенной обычная и тёмная материи, а также излучение, становятся менее плотными. Однако тёмная энергия и энергия поля во время инфляции присущи самому пространству. Поэтому плотность тёмной энергии остаётся постоянной.

Проблема в том, что космологическая постоянная не похожа на известные нам формы энергии. Возьмём материю – во Вселенной присутствует постоянное количество её частиц. С расширением Вселенной оно не меняется, поэтому её плотность падает. Если взять излучение, то там не только количество квантов постоянно, но и излучение, путешествуя по расширяющейся Вселенной, растягивается с точки зрения наблюдателя, который его когда-нибудь уловит. Плотность его падает, а каждый квант со временем ещё и теряет энергию.

Но космологическая постоянная – это постоянная форма энергии, присущая самому пространству. Это как если бы поверхность Земли была не на уровне моря, а приподнялась бы на несколько метров. Да, эту новую высоту можно было бы просто назвать «уровнем моря», но со Вселенной так не получится. Нет способа узнать величину значения космологической постоянной – мы просто предположили, что она нулевая. Но это не обязательно – она может иметь любое значение, положительное, отрицательное, или нулевое.


Различные компоненты и вклады в плотность энергии Вселенной, и их относительное доминирование. Излучение доминировало над материей в первые 9000 лет, потом стала доминировать материя, а затем вперёд вышла космологическая постоянная. Всех остальных составляющих слишком мало. Однако тёмная энергия может оказаться не эквивалентной космологической постоянной.

Экстраполируя назад по времени, к более ранней, горячей, плотной и мелкой Вселенной, мы можем и не заметить космологической постоянной. На ранних этапах её значительно превосходили материя и излучение. Только после того, как Вселенная расширилась и охладилась, плотность материи и энергии упали достаточно для того, чтобы космологическая постоянная смогла проявиться.

Это если она вообще существует.

Тёмная энергия может оказаться космологической постоянной. И, действительно, учитывая все сегодняшние наблюдения, кажется, что так и есть – изменение скорости расширения Вселенной со временем проходит так, как диктует космологическая постоянная. Однако тут есть свои погрешности, поэтому тёмная энергия может со временем, в принципе:

• увеличиваться или уменьшаться,
• менять плотность энергии,
• развиваться каким-то новым сложным способом.

Хотя у нас есть ограничения на значения величин тёмной энергии за последние 6 млрд лет, мы не можем с абсолютной точностью назвать её постоянной.


Плотность материи, излучения и тёмной энергии хорошо известны. Однако для тёмной энергии в уравнениях всё ещё остаётся много пространства для манёвра. Она может оказаться постоянной, но может и меняться со временем.

Нам, конечно, хотелось бы знать, постоянная она или нет. И мы будем выяснять это, как обычно делается в науке – улучшая наблюдения и проводя их последовательно. Ключом к этому служат большие наборы данных, а также зондирование Вселенной в широком спектре расстояний. Ведь все мельчайшие подробности изменения скорости расширения Вселенной по времени нам помогает выяснять то, как менялся свет, путешествующий через Вселенную. Если тёмная энергия будет точно равняться космологической постоянной, то её развитие будет следовать определённой кривой. Если нет – то другой, и мы сможем это увидеть.

К концу 2020-х годов у нас будет огромный и сложный наземный комплекс для наблюдения за Вселенной. Всё благодаря обсерватории им. Веры Рубин, которая превзойдёт достижения всех существующих инструментов – таких, как Pan-STARRS и Слоановский обзор неба. У нас будет огромный набор космических наблюдений благодаря европейской обсерватории «Евклид» и телескопу Нэнси Роман от НАСА – они смогут увидеть в 50 раз больше подробностей, чем видит телескоп Хаббла. Все эти новые данные помогут нам определить, действительно ли тёмная энергия идентична тому, что предсказывает космологическая постоянная, и изменяется ли она во времени.


Вместо того чтобы добавлять в уравнение космологическую постоянную, сегодня тёмную энергию считают ещё одним энергетическим компонентом расширяющейся Вселенной. В такой обобщённой форме уравнение явно показывает невозможность существования статичной Вселенной, а также помогает увидеть разницу между добавлением космологической постоянной и включением в уравнение обобщённой формы тёмной энергии.

Существует большое искушение – иногда и я этим грешу – объединить два этих понятия и считать, что тёмная энергия – это просто космологическая постоянная. Понятно, почему так хочется сделать – космологическая постоянная уже является частью ОТО, и её не нужно отдельно объяснять. Более того, мы не знаем, как подсчитывать нулевую энергию пустого пространства в квантовой теории поля, а она вносит точно такой же вклад во Вселенную, как и космологическая постоянная. Наконец, все наши наблюдения соответствуют тому, что тёмная энергия является космологической постоянной, и ничего больше усложнять не нужно.

Однако именно из этого следует чрезвычайная важность новых измерений. Если бы мы не озаботились тщательным и точным измерением Вселенной, мы бы так и не открыли теорию относительности. Мы бы не обнаружили квантовую физику, не провели бы большую часть исследований, заслуживших нобелевские премии и продвинувшие нас в XX и XXI веках. Через 10 лет у нас будут данные, которые помогут определить, отличается ли тёмная энергия от космологической постоянной с погрешностью в 1%.


Слева вверху – область видимости телескопа Хаббл сегодня. Сравните с областью, которую сможет увидеть телескоп Нэнси роман (бывший WFIRST) – причём с таким же разрешением и за такое же время. Такое широкое поле зрения позволит нам собрать данные по большему количеству удалённых сверхновых, чем мы когда-либо собирали. Мы сможем проводить глубокие и широкие наблюдения за галактиками на огромных масштабах. Если тёмная энергия отличается от космологической постоянной хотя бы на 1%, мы узнаем об этом через десять лет.

Космологическая постоянная может оказаться идентичной тёмной энергии, но это не обязательно. И даже если они окажутся одним и тем же, нам всё равно захочется понять, почему космологическая постоянная ведёт себя так, а не иначе. В наступившем 2021 году важно помнить, что ответы на самые глубокие наши космические вопросы можно разглядеть на лице Вселенной. Единственный способ получить их – обратиться к самой физической реальности.