В 1916 году Альберт Эйнштейн записал уравнения общей теории относительности. Они были призваны описать связь пространства и времени с гравитацией на сколь угодно больших масштабах, вплоть до Вселенной в целом.
В то время принято было считать, что Вселенная как целое вечна и неизменна. Исходя из этих посылок, великий физик искал решения своих уравнений… и не находил. Тогда он модифицировал теорию и ввёл в уравнения новый параметр, который теперь называется космологической постоянной. Он был буквально взят гением "с потолка" для того, чтобы уравнения получили решение.
Однако уже через несколько лет Александр Александрович Фридман нашёл собственные решения первоначальных (без космологической постоянной) уравнений Эйнштейна. Фридман был математик и на задачу смотрел как математик: есть уравнения, их надо решить. Заранее предполагать, что мир неизменен и вечен, он не стал. Его решения описали Вселенную, которая расширяется (или сжимается) со временем.
В 1929 году Эдвин Хаббл открыл разбегание галактик – первое свидетельство того, что пространство действительно расширяется. Потом возникла так называемая стандартная космологическая модель, широкой публике известная как теория Большого взрыва, о которой "Вести.Наука" (nauka.vesti.ru) подробно рассказывали . Решения Фридмана и связанное с ними представление о расширяющейся Вселенной стали общепринятыми, космологическую постоянную сдали в архив и забыли.
Всё изменилось в 1998 году, когда было открыто, что Вселенная расширяется с ускорением. Результат Фридмана этого не предсказывает. Согласно его расчётам, расширение может замедлиться и смениться сжатием, либо продолжаться неограниченно с постепенно убывающей скоростью (это зависит от средней плотности вещества во Вселенной). Ускорение не может получиться никак.
Учёным предстояло согласовать с теорией этот наблюдательный результат, за который в 2011 году дали Нобелевскую премию по физике. Для этого и было введено понятие тёмной энергии – таинственной субстанции, обладающей отталкивающей гравитацией. В уравнения она вошла в виде, казалось бы, списанной в утиль космологической постоянной. Благо, подобрав нужное значение этого параметра, можно заставить Вселенную расширяться с наблюдаемым ускорением.
Такой "бог из машины" изрядно смутил человечество. Тем более что, по подсчётам космологов, на эту субстанцию должно приходиться почти 70% энергии Вселенной. А ведь никаких независимых доказательств существования этой загадочной сущности нет как нет. И что, в конце концов, она представляет собой?
К тому же общая теория относительности и безо всякой космологической постоянной успешно проходит разнообразные наблюдательные тесты, о чём мы немного рассказывали. Добавлять в хорошую теорию параметр неизвестной природы, чтобы согласовать её с единственным выбивающимся из общей картины наблюдением… Может быть, здесь что-то не так?
Это ощущение терзает немалое число специалистов, поэтому попытки обойтись без тёмной энергии предпринимаются регулярно. Смоллер и коллеги предложили новый подход. Они сумели доказать, что классические решения Фридмана неустойчивы.
Поясним это на самом простом примере. Карандаш можно поставить на стол вертикально остриём вверх (а если очень постараться, то, быть может, и остриём вниз). Но малейшее дуновение воздуха или вибрация опоры опрокинут его. Равновесие карандаша неустойчиво.
Если система (например, Вселенная с её динамикой) описывается набором уравнений, то каждое решение задаёт некоторый режим, в котором система может существовать. Но решения бывают устойчивыми и неустойчивыми. В последнем случае при малейшем изменении параметров система переходит в другой режим.
Вот такую неустойчивость решений Фридмана и обнаружили авторы. Как поясняет пресс-релиз исследования, небольшое изменение средней плотности вещества во Вселенной может привести её к ускоренному расширению. Причём найденный авторами диапазон возможных ускорений вполне согласуется с наблюдательными данными.
При этом, как подчёркивают авторы, в их модели скорость расширения ведёт себя немного иначе, чем ей предписывается тёмной энергией. Пока наблюдательные данные недостаточно точны, чтобы уловить эту разницу. Однако важно, что новая теория сделала проверяемый прогноз, благодаря которому её в будущем можно будет принять или отвергнуть.
источник
