Теперь посмотрим, что получится, если космологический член перенести в правую часть уравнения (естественно, с обратным знаком). Формально эта операция означает возникновение вакуумного поля с постоянной плотностью энергии, равной Λс>4/8πG, которое противодействует тяготению. Качественно это можно объяснить так: поскольку лямбда у Эйнштейна положительна, космологический член уменьшает значения всех компонент тензора энергии-импульса, которые и являются «материальным» источником тяготения. Следовательно, он противодействует тяготению, то есть создает антигравитацию. Конечно, это лишь демонстрация «на пальцах», но вычисления ее подтверждают. Отсюда же следует, что космологический член с отрицательной лямбдой усиливает «материальную» гравитацию.
ПРИЗРАК ЛЯМБДЫ
Космологическая постоянная пребывала в забвении вплоть до начала 1980-х гг. Затем интерес к ней возродился, причем по двум независимым причинам.
Фактор первый. К этому времени в космологии постепенно закрепилась инфляционная модель Большого взрыва, подготовленная и развитая при значительном участии российских исследователей. Эта теория утверждает, что в начале существования Вселенной, когда ее возраст, скорее всего, не превышал 10>–36–10>–35 секунд, она какое-то время расширялась по экспоненте, как в модели де Ситтера. Такое расширение запустил фазовый переход первичной субстанции мироздания, породивший вакуумное скалярное поле с гигантской положительной плотностью энергии. Первоначально оно было сосредоточено внутри сверхмикроскопического пузырька диаметром 10>–33 см, который и стал зародышем нашей Вселенной. Хотя время расширения было крайне недолгим, Вселенная успела приобрести макроскопические размеры.
Новая модель быстро обрела признание и заставила вспомнить про космологическую постоянную, поскольку формально та выглядела прямым аналогом плотности скалярного поля, запустившего «раздувание» пространства. Правда, в первых версиях инфляционной модели это поле было весьма нестабильным. По окончании инфляции оно отдало свою энергию на рождение обычных частиц и исчезло, так что затем Вселенная эволюционировала согласно модели Фридмана с нулевым значением лямбды, предписывающей расширение с падающей скоростью. Однако некоторые теоретики допускали, что плотность вакуумного поля могла не упасть до нуля, а стабилизироваться где-то неподалеку. Тогда в уравнении Эйнштейна остается космологический член, пусть и с очень маленькой лямбдой. Сторонники этой идеи были немногочисленны, но авторитетны.
