После открытия красного смещения в спектрах галактик, доказывающего расширение Вселенной, какие-либо основания предполагать, что в природе существуют космические силы отталкивания, отпали. Правда, решение, описывающее расширяющийся мир, можно получить и для уравнений с космологической постоянной. Для этого достаточно предположить, что силы тяготения и отталкивания не компенсируют точно друг друга; тогда преобладающая сила приведет к нестанционарности. Это было отмечено еще в пионерских работах А. Фридмана. Наблюдения красного смещения во времена Э. Хаббла были недостаточно точны, чтобы определить, какое решение осуществляется в природе: с космологической постоянной или без нее. Тем не менее многие физики с неприязнью поглядывали на космологическую постоянную в уравнениях, поскольку она осложняла теорию и ничем не была оправдана. Сам А. Эйнштейн и многие другие физики предпочитали писать уравнения тяготения без нее, и он даже назвал введение космологической постоянной в свои уравнения «самой грубой ошибкой в своей жизни».
Мы увидим в дальнейшем, что то, что он считал своей ошибкой, на самом деле являлось первым шагом к пониманию природы физических взаимодействий элементарных частиц, к пониманию природы пустоты — физического вакуума. Но в начале нашего века его отказ от космологической постоянной казался естественным.
Однако космологи 30-х годов не отказались столь поспешно от космологической постоянной. Для сохранения ее у них были серьезные основания. Вспомним, что первые определения постоянной Хаббла давали значения, завышенные раз в десять. Если бы мы с ее помощью рассчитали время, прошедшее с начала расширения Вселенной, то получили бы всего 1—2 миллиарда лет вместо правильного значения около 10—20 миллиардов лет. Два миллиарда лет — срок очень короткий. Во-первых, он оказывался даже меньше возраста Земли. Во-вторых, что гораздо более существенно, возраст звезд и звездных систем тогда ошибочно оценивался в десять тысяч миллиардов лет, то есть на четыре порядка больше времени расширения Вселенной.
Сегодня мы знаем, что время с начала расширения занижено примерно в 10 раз, а возраст звезд, наоборот, завышен более чем на два порядка. И с сегодняшней точки зрения никакого противоречия между этими возрастами нет. Однако в 30-е годы указанное различие рассматривалось как серьезное противоречие.
Для приведения в соответствие времени расширения Вселенной с возрастом звезд была привлечена космологическая постоянная. Так идея универсального космического отталкивания начала переживать период «второй молодости».
Посмотрим, как введение космологических сил отталкивания может привести к резкому изменению времени расширения Вселенной.
Предположим, что космологическая постоянная отлична от нуля. Пусть мир расширяется от состояния очень высокой плотности. Так как вначале плотность вещества велика, силы тяготения, пропорциональные плотности и тормозящие расширение, много больше сил отталкивания.
В ходе расширения рано или поздно плотность упадет настолько, что силы тяготения и отталкивания сравняются. В этот момент мир по инерции будет расширяться без ускорения, с постоянной скоростью. Если эта скорость очень мала, то очень долго будет поддерживаться почти полное равенство сил тяготения и отталкивания и, следовательно, период почти полной остановки расширения, или, как его называют, задержки расширения, будет длительным. Затем плотность вещества все же постепенно упадет и силы тяготения станут меньше сил отталкивания. Теперь мир уже будет расширяться ускоренно под действием сил отталкивания. Подбирая параметры модели, можно сделать задержку расширения очень длительной. Согласно этой гипотезе задержка в расширении была в прошлом. Сегодня мир расширяется ускоренно.
Так, введение космологической постоянной растягивает время расширения Вселенной и может привести его в соответствие с возрастом звезд.
Оценки постоянной Хаббла были пересмотрены в 50-х годах. Еще раньше, в конце 30-х годов, было установлено, что превращение водорода в гелий является основным источником энергии звезд, а в 50-х годах построена современная теория звездной эволюции. Все противоречия с возрастами отпали, отпала и необходимость в космологической постоянной. Уже во второй раз!
А в 1967 году начался период «третьей молодости» идеи о космологической постоянной. К этому времени астрономы открыли и исследовали необычайные объекты — квазары, о которых мы кратко говорили в первой части.
Квазары до сих пор хранят множество тайн и нерешенных проблем. Мы остановимся здесь лишь на двух особенностях квазаров. Во-первых, они обладают огромной светимостью и видны с расстояний даже больше, чем далекие галактики. Чем дальше квазар, тем должен быть меньше его видимый блеск на небе, ослабленный этим расстоянием. В то же время квазары должны подчиняться законам расширения Вселенной и чем дальше, тем с большей скоростью удаляться от нас, а значит, сильнее должно быть в их спектрах «красное смещение».
