Так в уравнениях тяготения Эйнштейна появилась космологическая постоянная, описывающая силы отталкивания вакуума. Действие этих сил столь же универсально, как и сил всемирного тяготения, то есть оно не зависит от физической природы тела, на котором проявляется, поэтому логично назвать это действие гравитацией вакуума, хотя обычно под гравитацией понимают притяжение, а здесь мы имеем отталкивание.

Через несколько лет после работы А. Эйнштейна была создана, как мы уже знаем, теория Фридмана. После чего А. Эйнштейн стал склоняться к мысли, что космологическую постоянную не следует вводить в уравнения тяготения, если их решение .для всего мира можно получить в без этой постоянной.

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 по-ниманию 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.