Это значит, что когда давление отрицательно, имеется конкуренция между обычной притягивающей гравитацией, возникающей из обычной массы и энергии, и непривычной отталкивающей гравитацией, возникающей из отрицательного давления. Если отрицательное давление в некоторой области имеет достаточную величину, отталкивающая гравитация будет доминировать; гравитация будет расталкивать вещи в стороны, а не притягивать их друг к другу. Именно тут космологическая константа появляется на сцене. Наличие этого члена, который Эйнштейн добавил в уравнения общей теории относительности, подразумевает, что пространство однородно заполнено энергией, но, что важно, уравнения показывают, что эта энергия имеет однородное отрицательное давление. И, что ещё более важно, гравитационное отталкивание отрицательного давления космологической постоянной больше гравитационного притяжения её положительной энергии, так что отталкивающая гравитация побеждает в этом соревновании: космологическая постоянная создаёт общую расталкивающую гравитационную силу. ^{130}

Для Эйнштейна это было как раз то, что ему было нужно. Обычная материя и излучение, распределённые по Вселенной, вызывают притягивающую гравитационную силу, вынуждая каждую область пространства притягиватьсяк каждой другой. Новое космологическое слагаемое, которое он также представлял однородно распределённым по Вселенной, распространяет отталкивающую гравитационную силу, заставляя каждую область пространства отталкиваться от каждой другой. Эйнштейн обнаружил, что точно выбрав величину космологической постоянной, он мог бы обычную притягивающую гравитационную силу точно уравновесить вновь открытой отталкивающей гравитацией, что дало бы статическую Вселенную.

Более того, поскольку новая отталкивающая гравитационная сила возникает из энергии и давления самого пространства, Эйнштейн обнаружил, что эта сила кумулятивна; сила становится больше при бо?льших пространственных расстояниях, поскольку большее промежуточное пространство означает большее отталкивание. Эйнштейн показал, что на расстояниях порядка Земли или всей Солнечной системы новая отталкивающая гравитационная сила неизмеримо мала. Она становится важной только на много бо?льших, космологических расстояниях, тем самым оставляя в силе как ньютоновскую теорию, так и его собственную общую теорию относительности, когда они применяются «ближе к дому». Короче говоря, Эйнштейн нашёл решение, при котором и волки сыты, и овцы целы. Он смог сохранить всю привлекательность и все экспериментально подтверждённые свойства общей теории относительности, одновременно наслаждаясь вечной неподвижностью неизменного космоса, который ни расширяется, ни сжимается.

Такой результат, несомненно, позволил Эйнштейну вздохнуть с облегчением. Какие сердечные муки он должен был испытывать, когда десятилетие тяжелейших исследований, которое он посвятил формулировке общей теории относительности, привело бы в итоге к теории, которая была несовместима со статической Вселенной, которую видит каждый, кто вглядывается в ночное небо. Но, как мы видели, дюжину лет спустя история сделала резкий поворот. В 1929 г. Хаббл показал, что поверхностный взгляд на небо может вводить в заблуждение. Его систематические наблюдения показали, что Вселенная нестатична. Она действительнорасширяется. Если бы Эйнштейн поверил исходным уравнениям общей теории относительности, он мог бы предсказать расширение Вселенной более чем за десять лет до того, как оно было открыто путём наблюдений. Это определённо должно быть поставлено в ряд величайших открытий — это может быть самымвеликим открытием всех времён. После ознакомления с результатами Хаббла Эйнштейн пожалел о том дне, когда он подумал о космологической постоянной, и он убрал её из уравнений общей теории относительности. Он хотел, чтобы все забыли весь этот прискорбный эпизод, и на несколько десятилетий все действительно его забыли.

Однако в 1980-х гг. космологическая постоянная снова вышла на сцену в совершенно новой форме и указала путь к одному из наиболее судьбоносных переворотов в космологическом мышлении со времён, когда человек впервые заинтересовался космологией.

Поймав взглядом летящий вверх бейсбольный мяч, вы можете используя закон тяготения Ньютона (или более утончённые уравнения Эйнштейна) предсказать его последующую траекторию. И, если вы проведёте требуемые вычисления, вы получите полное понимание того, как движется мяч. Однако открытым остаётся вопрос: кто или что подбросило мяч вверх вначале? Как мяч приобрёл начальное направленное вверх движение, которое вы затем можете математически описать? В этом простом примере, немного поразмыслив, можно найти ответ. Но более сложная версия аналогичного вопроса состоит в том, чтобы объяснить начало расширения Вселенной с использованием общей теории относительности.

Уравнения общей теории относительности, как впервые было показано Эйнштейном, датским физиком Виллемом де Ситтером и впоследствии Фридманом и Леметром, допускают расширяющуюся Вселенную. Но, так же как уравнения Ньютона ничего не говорят нам о том, почему началось движение мяча вверх, уравнения Эйнштейна ничего не говорят о том, как началось расширение Вселенной. Многие годы космологи говорили о начальном расширении пространства как о чём-то данном и необъяснимом, и просто разрабатывали уравнения, исходя из этого. Именно это я имел в виду, когда ранее говорил, что теория Большого взрыва молчит о самом взрыве.

Так дела обстояли до той важной ночи в декабре 1979 г., когда Алан Гут, работавший в Стэндфордском линейном ускорительном центре (сейчас он профессор Массачусетского технологического института), показал, что мы можем гораздо больше. Намного больше. Хотя остались детали, которые и сегодня, более чем через два десятилетия, ещё требуют своего обсуждения, Гут сделал открытие, которое разорвало это молчание, снабдив Большой взрыв взрывом как таковым, и который оказался больше, чем кто-либо мог ожидать.

Гут не был специалистом-космологом. Его специальностью была физика частиц, и в конце 1970-х гг. вместе с Генри Таем из Корнельского университета он изучал различные модели полей Хиггса в теориях великого объединения. Вспомним из обсуждения предыдущей главы о спонтанном нарушении симметрии, что поле Хиггса вносит минимально возможный вклад в энергию в некоторой области пространства, когда величина поля имеет специальное ненулевое значение (которое зависит от точной формы чаши его потенциальной энергии). В ранней Вселенной, когда температура была необычайно высока, мы обсуждали, как величина поля Хиггса сильно флуктуирует от одного значения к другому, подобно прыжкам лягушки в горячей металлической чаше, которая жжёт ей лапки, но когда Вселенная остыла, поле Хиггса скатилось на дно чаши к величине, которая минимизировала его энергию.

Гут и Тай изучали причины, по которым поле Хиггса может задержаться на пути к конфигурации с наименьшей энергией (к жёлобу в чаше на рис. 9.1 в). Если мы применим аналогию с лягушкой к вопросу, который интересовал Гута и Тая, его можно сформулировать так: что если лягушке в одном из своих первых прыжков, когда чаша начала охлаждаться, случится приземлиться на центральной площадке? И что если, когда чаша продолжит охлаждаться, лягушка задержится на центральном плато (неторопливо поедая червяков), вместо того чтобы соскользнуть вниз в жёлоб чаши? Или, в физических терминах, что если величина флуктуирующего поля Хиггса приземлится на центральном возвышенном плато энергетической чаши и останется там, когда Вселенная продолжит охлаждаться? Если это происходит, физики говорят, что поле Хиггса переохлаждено. Это означает, что хотя температура Вселенной упала до уровня, когда вы ожидаете, что величина поля Хиггса должна приблизиться к низкоэнергетическому жёлобу, поле остаётся захваченным в высокоэнергетической конфигурации. (Это напоминает воду высокой чистоты, которая может быть переохлаждена до температуры ниже 0°C, когда ожидается, что она превратится в лёд, но тем не менее всё ещё останется жидкостью, поскольку образование льда требует малых примесей, вокруг которых могут начать расти кристаллы.)