Уравнения поля Эйнштейна представляют собой набор сложных связанных друг с другом функций, тем не менее их может решить любой человек, обладающий необходимыми навыками и настойчивостью. В следующие за открытием Эйнштейна десятилетия советский математик и метеоролог Александр Фридман и бельгийский католический священник Жорж Леметр сформировали на основе уравнений общей теории относительности радикально новый взгляд на Вселенную. Сам Эйнштейн долгое время его не разделял. Но именно благодаря их трудам теория получила новую жизнь, неподконтрольную Эйнштейну.

В 1915 году, сформулировав уравнения поля, Эйнштейн хотел решить их самостоятельно. Такое решение, позволяющее точно смоделировать всю Вселенную, казалось хорошей отправной точкой. В 1917 году, сделав несколько допущений, он предпринял первые шаги в этом направлении. В его теории поведение пространства определялось распределением материи и энергии. Для моделирования целой Вселенной требовалось учесть всю входящую во Вселенную материю и энергию. Простейшим и наиболее логичным было сделанное при первой попытке решения предположение о равномерном распределении материи и энергии в пространстве. Этим Эйнштейн просто продолжал рассуждения, в XVI веке преобразовавшие астрономию. Тогда Николай Коперник сделал смелое предположение, что Земля не является центром Вселенной, а на самом деле вращается вокруг Солнца. Эта «революция Коперника» с течением времени делала наше место в космосе все более незначительным. К середине XIX века стало ясно, что даже Солнце не имеет особой важности и располагается в каком-то непонятном месте на одном из спиральных рукавов Млечного пути нашей галактики. Взявшись за решение своих уравнений, Эйнштейн расширил допущение о том, что любое место во Вселенной должно выглядеть более или менее одинаково, доведя его до логического следствия: предпочтительного места или выделенного центра существовать не должно.

Предположение о наличии во Вселенной равномерно распределенной в пространстве материи упростило уравнения, но привело к странным последствиям. Из уравнений вытекало, что такая Вселенная должна расширяться. В какой-то момент все равномерно распределенные фрагменты энергии и материи начнут двигаться друг относительно друга упорядоченным образом. В крупном масштабе ничто не остается статичным. В конечном счете все может упасть на себя же, утянув за собой пространство-время и приведя к коллапсу Вселенной в целом.

В 1916 году общие представления астрономов о космосе находились в лучшем случае на уровне церковно-приходской школы. Имелась достаточно подробная карта Млечного пути, но о том, что находится за его пределами, не было ни малейшего представления. Ни у кого не было данных о том, как ведет себя Вселенная в целом. Все наблюдения показывали небольшое движение звезд, но эти перемещения не были резкими и, разумеется, не производили впечатление организованного и систематического явления. Эйнштейну, как и для большинству людей, небо казалось статичным. Никаких доказательств сжатия или расширения Вселенной не было. Подчинившись своей физической интуиции и предвзятому мнению, Эйнштейн нашел способ убрать из теории расширяющуюся Вселенную. Он ввел в уравнения новый постоянный член. Космологическая постоянная была призвана стабилизировать Вселенную, в точности компенсируя все ее содержимое. Вся энергия и материя, которую Эйнштейн равномерно распределил по Вселенной, пыталась затянуть в себя пространство-время, а космологическая постоянная выталкивала пространство-время назад, препятствуя коллапсу. Работа на сжатие и расширение сохраняла хрупкое сбалансированное состояние Вселенной, фиксированное и статичное, как хотелось видеть Эйнштейну.

Отступление от идеи расширения Вселенной сильно усложнило теорию Эйнштейна. Как он впоследствии признавал: «Введение этой постоянной в изрядной степени лишило теорию ее логической простоты». Одному другу он сказал, что эта постоянная «сделала с теорией гравитации нечто, угрожавшее привести его в сумасшедший дом». Но свою роль она исполняла.

В период, предшествующий открытию теории относительности, Эйнштейн активно переписывался с голландским астрономом из Лейденского университета Виллемом де Ситтером. Живший в период Первой мировой войны в нейтральной стране, де Ситтер сыграл важную роль в передаче в Англию информации о теории Эйнштейна, где Эддингтон смог подробно ее изучить; именно благодаря де Ситтеру в 1919 году началась подготовка к экспедиции для наблюдения за солнечным затмением.

Будучи математиком по образованию, де Ситтер имел необходимые для решения уравнений Эйнштейна навыки. Сразу после получения от Эйнштейна проекта с описанием статической Вселенной, появившейся из изуродованных космологической постоянной уравнений, он понял, что решение Эйнштейна не было единственно возможным. И показал, что можно сконструировать Вселенную, не содержащую ничего, кроме космологической постоянной. Он предложил реалистичную модель Вселенной, включающую в себя звезды, галактики и другую материю, но в настолько малом количестве, что никак не влияло на пространство-время и не могло скомпенсировать космологическую постоянную. В результате геометрия Вселенной де Ситтера полностью определялась этой постоянной.

Вселенные как Эйнштейна, так и де Ситтера были статичными и не расширялись, в точности соответствуя предвзятым представлениям Эйнштейна. Но модель де Ситтера обладала странным свойством, которое он отметил в своих работах. Свою Вселенную, как и ранее Эйнштейн, он построил таким образом, чтобы пространство-время оказалось статичным. Геометрия этой Вселенной, например кривизна пространства в каждой точке, со временем не менялась. Но стоило поместить туда несколько звезд и галактик — что в рамках мысленного эксперимента вполне разумно, ведь настоящая Вселенная ими наполнена, — как они начинали согласованно отодвигаться от центра. Несмотря на совершенно статичную, не меняющуюся со временем геометрию Вселенной де Ситтера, населяющие ее объекты статичными уже не являлись.

Итак, через несколько недель после получения от Эйнштейна работы с описанием статичной Вселенной де Ситтер написал собственное решение и отправил его Эйнштейну. Последний признал математическую корректность предложенной модели, но особого впечатления она на него не произвела. Еще Эйнштейну не понравилось полное отсутствие планет и звезд. Он считал всю эту материю крайне существенной, позволяющей нам понять, что мы движемся или разворачиваемся. Только рассматривая свое положение относительно небесных светил, можно определить собственное ускорение, замедление или вращение. Они дают опорную точку для применения всех законов физики. Без этой материи чутье Эйнштейна не работало. Своим раздражением по поводу лишенного материи мира он поделился с Паулем Эренфестом: «Допускать такую возможность не имеет смысла». Тем не менее, несмотря на ворчание Эйнштейна, через несколько лет с момента своего появления общая теория относительности породила две разные по своей сути статические модели Вселенной.

В то время как Эйнштейн работал над общей теорией относительности, Александр Фридман бомбил Австрию, будучи летчиком русской армии. В 1914 году он записался в добровольцы и сначала воевал в подразделении воздушной разведки на северном фронте, а потом перевелся во Львов. Некоторое время казалось, что русские почти одолели врага. Совершая регулярные ночные вылеты над Южной Австрией, он вместе со своими товарищами пытался подчинить окруженные русской армией города. Русские брали под свой контроль город за городом.

Фридман не походил на других летчиков. Его товарищи бросали бомбы на глаз, примерно прикидывая место их приземления, он же старался обеспечить точность попаданий. Фридман вывел формулу, предсказывающую, где в зависимости от скорости полета, а также скорости и веса бомбы нужно ее бросать. В результате его бомбы всегда попадали куда нужно. За храбрость на поле боя его наградили орденом Святого Георгия.

Фридман, до 1914 года специализировавшийся в чистой и прикладной математике, имел талант к вычислениям. Он часто принимался за задачи, точное решение которых до появления компьютеров было крайне сложным. Из уравнений он бесстрашно убирал все, кроме самого необходимого, везде, где можно, устраняя избыточную путаницу и избавляясь от любого дополнительного бремени. Если даже после этого уравнение не решалось, он рисовал графики, приближенно показывающие правильные результаты. С одинаковым энтузиазмом он брался за любые задачи, от предсказаний погоды до поведения циклонов, от течения жидкостей до траекторий падающих бомб. Трудности его не пугали.

В начале XX века Россия менялась. Монархия переживала кризис за кризисом, не в силах бороться с растущим недовольством среди сильно обедневшего населения на фоне увеличивающегося хаоса в еще более нестабильной Европе. Фридмана воодушевляла возможность стать частью происходящих вокруг социальных изменений. Еще гимназистом он вместе с сокурсниками принимал участие в потрясших страну во время первой русской революции 1905 года выступлениях учащихся. Он выделялся своими способностями среди студентов последних курсов Санкт-Петербургского университета, а во время войны был одним из лучших солдат, принимая участие в вылетах и бомбометании, изучая воздухоплавание и разрабатывая промышленные установки для производства навигационных инструментов.

После войны Александр Фридман обосновался в Петрограде (позднее переименованном в Ленинград), работая преподавателем. «Релятивистский цирк», как его называл Эйнштейн, докатился и до России. Заинтригованный странными и чарующими математическими выкладками, Фридман решил бросить все свои грандиозные способности на решение Уравнений Эйнштейна. Как и Эйнштейн, Фридман разрубил сложный узел уравнений предположением, что в большом Масштабе Вселенная проста, материя в ней распространена Равномерно, а геометрия пространства может быть описана всего одним числом — его кривизной. Эйнштейн утверждал, что это число раз и навсегда зафиксировано, обеспечивая тонкую грань между введенной им космологической постоянной и плотностью распределенной в пространстве материи в виде звезд и планет.

Полученные Эйнштейном результаты Фридман проигнорировал и начал все с нуля. Изучая влияние материи и космологической постоянной на геометрию Вселенной, он столкнулся с удивительным фактом: кривизна пространства меняется со временем. Разбросанная по Вселенной в виде звезд и галактик материя может привести к тому, что пространство свернется в ноль. Выраженная положительным числом космологическая постоянная призвана раздвигать пространство, заставляя его расширяться. Эйнштейн сбалансировал оба этих эффекта — сжатие и растяжение — таким образом, чтобы пространство стало статичным. Но с точки зрения Фридмана, подобное решение представляло собой частный случай. Общее же решение сводилось к тому, что Вселенной приходилось меняться, сжимаясь или расширяясь в зависимости от того, что именно — материя или космологическая постоянная — играло ведущую роль.

В 1922 году Фридман опубликовал статью «О кривизне пространства», в которой демонстрировалось, что Вселенные Эйнштейна и де Ситтера представляют собой частные случаи широкого диапазона доступных вариантов поведения. Собственно, наиболее общие решения были представлены для сжимающих или расширяющихся Вселенных. У моделей определенного класса расширение могло сменяться сжатием, приводя к бесконечной последовательности циклов. Результаты Фридмана освободили космологическую постоянную от обязанности сохранять статичность Вселенной. В отличие от исходной модели Эйнштейна теперь данную константу стало невозможно связать с каким-то определенным значением. 3 заключение Фридман снисходительно написал: «Космологическая постоянная не определена… так как это произвольная константа». Отказавшись от выдвинутого Эйнштейном требования статичности Вселенной, Фридман продемонстрировал, что космологическая постоянная не оказывает никакого влияния на различные явления. Если Вселенная меняется, нет нужды усложнять теорию вводом дополнительного случайного фактора.

Эта статья стала большой неожиданностью. Фридман ничего не обсуждал с Эйнштейном, не слушал его лекций в Прусской академии наук. Он был человеком со стороны, захваченным поднявшейся после экспедиции Эддингтона волной всеобщей эйфории. Как специалист в первую очередь в области математической физики, Фридман везде применял те же самые навыки, при помощи которых он изучал падение бомб и изменения погоды. И получил результат, вступивший в противоречие с интуитивными озарениями Эйнштейна.

Эйнштейну возможность меняющейся Вселенной представлялась абсурдной. При первом чтении работы Фридмана он отказывался признавать, что его теория может поддерживать подобные вещи. Эйнштейн загорелся идеей доказать неправоту Фридмана. Он тщательно изучил его работы и нашел, как ему показалось, фундаментальную ошибку. После ее исправления расчеты Фридмана стали показывать картину статической Вселенной, в точности в соответствии с предсказаниями Эйнштейна. И Эйнштейн поторопился опубликовать заметку, в которой утверждал, что работа Фридмана «значима» как подтверждение постоянства и неизменности Вселенной.

Заметка сильно обидела Фридмана. Он был уверен в правильности своих выкладок и в том, что Эйнштейн сам ошибся в расчетах. Он написал письмо, разъясняющее Эйнштейну его ошибку, которое заканчивалось так: «Если вы сочтете представленные здесь вычисления корректными, будьте так добры, сообщите это редакторам журнала Zeitschrift für Physik». Отправив свое послание в Берлин, Фридман надеялся на быструю реакцию Эйнштейна.

Эйнштейн мог вообще не получить это письмо. Его слава привела к бесконечной цепи семинаров и конференций, заставляя путешествовать по всему миру от Голландии и Швейцарии до Палестины и Японии и препятствуя возвращению в Берлин, где пылилось письмо Фридмана. И только случайная встреча в Лейденской обсерватории с коллегой Фридмана позволила Эйнштейну узнать о том, что в Берлине его ждет письмо. И только спустя шесть месяцев Эйнштейн опубликовал поправку к своим исправлениям статьи Фридмана, признав правомерность основных результатов и согласившись, что для Вселенной «возможны меняющиеся со временем решения». И в самом деле, в общей теории относительности развитие Вселенной вполне допустимо. Тем не менее, по мнению Эйнштейна, все сделанное Фридманом лишь показало наличие в теории Эйнштейна решений, приводящих к меняющейся Вселенной. Эйнштейн считал, что это были не более чем математически расчеты на базе его теории. И предвзято продолжал верить в статичность Вселенной.

Фридман получил известность как человек, внесший поправки в результаты великого ученого. Несмотря на наличие аспирантов, способных развить его идеи, и на то, что сам он продолжал предавать работы Эйнштейна гласности на территории Советского Союза, Фридман вернулся к метеорологии. В 1925 году в возрасте тридцати семи лет он умер от брюшного тифа, которым заразился в Крыму. На несколько лет его модель развивающейся Вселенной была позабыта.

С математикой и религией Жорж Леметр познакомился в юном возрасте. Он хорошо решал уравнения и изобретал новые красивые разгадки предлагаемых в школе математических головоломок. Поступив в иезуитский колледж в Брюсселе, он начал изучать горное дело и занимался этим до призыва на фронт в 1914 году. В момент вторжения немцев в Бельгию, когда Эйнштейн и Эддингтон вовсю агитировали за мир, Жорж Леметр воевал на передовой. Немцы разрушили город Лувен, возмутив своим поступком международное сообщество, что привело к печально известному «Манифесту девяносто трех», сильно навредившему научным связям между Англией и Германией. Леметр был образцовым солдатом, прошедшим по карьерной лестнице от простого артиллериста до офицера. Как и Александр Фридман, он применял свои способности для решения сложных задач в области баллистики. После окончания войны Леметр был награжден орденом за храбрость.

Бойня, свидетелем которой он стал на фронте, разрушительное действие газообразного хлора и окружающая жестокость оказали на него сильное влияние. После действительной военной службы Леметр не только возвращается к изучению физики и математики, но и поступает в 1920 году в семинарию Святого Румольда в Малине, а в 1923 году принимает сан священника. До конца своих дней Леметр будет очарован математикой и останется верным служителем католической Церкви, увенчав свою карьеру президентством в Папской академии наук. Священник-ученый, занявшийся решением Уравнений Вселенной.

Еще в университете Лувена Леметра привлекала общая теория относительности Эйнштейна, по которой он проводил семинары и писал небольшие обзоры. Часть 1923 года он провел в Англии, в Кембридже, в доме для католических духовных лиц, сотрудничая с Эддингтоном. Последний познакомил Леметра с основами теории относительности, предоставив место в первом ряду в разворачивающемся поиске истинной теории Вселенной. Эддингтон считал Леметра «крайне одаренным студентом, быстро схватывающим и проницательным, обладающим недюжинными математическими способностями». После переезда в 1924 году в Кембридж в штате Массачусетс Леметра в основном заботила нерешенная проблема точного моделирования Вселенной. Он углубился в нее с таким же рвением, как и в работу над своей докторской диссертацией в Массачусетском технологическом институте.

Когда в 1923 году Леметр обратился к космологии, в мире все еще рассматривались модели Эйнштейна и де Ситтера. Это были единственные математические модели, полученные из уравнений Эйнштейна, при этом они не были подтверждены никакими наблюдениями. Развивающаяся Вселенная Александра Фридмана ни на что не повлияла, так как предубеждение Эйнштейна против подобной модели имело такой вес, что никто не осмеливался ему противоречить. Поэтому в соответствии с преобладающими взглядами Вселенная оставалась статичной, хотя Эддингтона заинтересовала модель де Ситтера, в которой звезды и галактики удалялись от центра Вселенной. Де Ситтер утверждал, что одна из характеристик его Вселенной доступна для наблюдений. Удаленные объекты будут выделяться на общем фоне, так как свет от них окрасится в красный цвет.

Свет можно представить в виде набора волн с разной длиной, соответствующих различным состояниям энергии. Красному свету соответствует большая длина волны и более низкое энергетическое состояние, чем расположенному на другом конце спектра синему. Звезды, галактики и другие яркие объекты испускают набор таких волн, некоторые обладают большей энергией, чем другие. Де Ситтер обнаружил, что свет любого удаленного объекта смещается в красную сторону спектра, создавая впечатление большей длины волны й более низкой энергии, чем у аналогичных близкорасположенных объектов. Чем сильнее удален объект, тем более красным является его свечение. Поиск подобного явления в реальной Вселенной был гарантированным способом проверки жизнеспособности модели де Ситтера.

Эффект красного смещения показывал, что с моделью де Ситтера не все ясно. Вместе с Германом Вейлем, одним из геттингенских учеников Давида Гильберта, Эддингтон более подробно исследовал решение де Ситтера и обнаружил, что при распределении звезд или галактик по всему пространству-времени существует тесное линейное соотношение между красным смещением и расстоянием до звезды или галактики. Красное смещение объекта, расположенного от Земли в два раза дальше другого объекта, оказывается в два раза сильнее. Этот принцип стал известен как эффект де Ситтера.

Когда в 1924 году Леметр внимательно исследовал Вселенную де Ситтера и выводы Эддингтона и Вейля, он обнаружил в уравнениях необычную деталь. Свою теорию де Ситтер формулировал, взяв за основу статическую Вселенную со странным свойством: она обладала центром, причем для помещенного в этот центр наблюдателя существовал горизонт, за которым ничего нельзя было увидеть. Это шло вразрез с основным предположением Эйнштейна об эквивалентности всех мест во Вселенной. После того как Леметр убрал из модели горизонт и сделал все точки равноправными, оказалось, что Вселенная де Ситтера ведет себя совсем по-другому. При более простом взгляде на Вселенную, предложенном Леметром, кривизна пространства менялась со временем, а геометрия эволюционировала таким образом, что точки пространства разбегались друг от друга. Это объясняло эффект де Ситтера.

Леметр, как и Фридман за пару лет до него, столкнулся с расширяющейся Вселенной. Но в отличие от выкладок Фридмана, открытая им связь расширения Вселенной и красного смещения допускала проверку путем наблюдений.

Леметр пошел в своем анализе дальше и стал искать дополнительные решения. К его удивлению, оказалось, что статические модели, продвигаемые Эйнштейном и де Ситтером, представляли собой не просто частные случаи, а почти отклонения от теории пространства-времени Эйнштейна. Если модель де Ситтера можно было перестроить в развивающуюся Вселенную, то модель Эйнштейна страдала от нестабильности, способной быстро нарушить весь порядок. При минимальном дисбалансе между материей и космологической постоянной Вселенная Эйнштейна начинала быстро расширяться или сжиматься, уходя от так желаемого Эйнштейном равновесного состояния. Более того, оказалось, что модели Эйнштейна и де Ситтера входят в огромное семейство моделей, все из которых со временем расширяются.

Эффект де Ситтера не прошел среди астрономов незамеченным. На самом деле еще в 1915 году, то есть до того как де Ситтер предложил свою модель и ее отличительную особенность, американский астроном Весто Слайфер измерил красное смещение разбросанных по небу световых пятен, известных как туманности. Для этого он измерял спектры туманностей. Элементы, из которых состоит испускающий свет объект, будь это электрическая лампочка, раскаленный кусок угля, звезда или туманность, продуцируют уникальный набор волн разной длины. При измерении спектрометром эти волны дают набор линий, напоминающий штрихкод. Именно он и называется спектром объекта.

Воспользовавшись оборудованием Ловелловской обсерватории в городе Флагстафф, штат Аризона, Слайфер измерил спектры рассеянных по небу туманностей. Затем он сравнил ля со спектрами, которые получились бы при измерении свечения объектов, состоящих из аналогичных элементов, если бы эти объекты располагались непосредственно перед его носом. (Спектры элементов, составляющих туманность, уже были хорошо известны, так что повторять эксперимент ему не пришлось.) И оказалось, что результаты измерений были смещены относительно ожидаемого. Каждый штрих-код демонстрировал смещение влево или вправо.

Сдвиг спектра указывал на факт движения измеряемых объектов. При удалении источника света от наблюдателя кажется, что длины световых волн увеличиваются. В итоге свет выглядит более красным. И наоборот, если источник света движется на наблюдателя, его спектр сдвигается в сторону более коротких волн и он выглядит более синим. Это явление называется эффектом Доплера, и, скорее всего, вы слышали о нем в связи со звуковыми волнами. Представьте быстро едущую карету скорой помощи — звук ее сирены будет меняться по мере движения, становясь более низким по мере удаления от вас. Аналогичный эффект позволил Слайферу понять, как именно перемещаются объекты во Вселенной.

В целом полученные результаты Слайфера не удивили. Как он и ожидал, объекты перемещаются под действием гравитационного притяжения других объектов. После его первых измерений создалось ощущение, что одна из наиболее ярких туманностей, туманность Андромеды, движется по направлению к нам: ее свет демонстрировал фиолетовое смещение. Однако методичный Слайфер этим не ограничился и записал спектры еще ряда туманностей. Результат его озадачил — казалось, что почти все туманности от нас удаляются. Это была тенденция.

В 1924 году молодой шведский астроном Кнут Лундмарк взял данные Слайфера и сделал приблизительный подсчет расстояния до различных туманностей. Определить точные расстояния ему не удалось, но тенденция прослеживалась: чем дальше располагалась та или иная туманность, тем быстрее она двигалась.

И вот в 1927 году аббат Леметр заново вывел тенденцию, которая проявилась в модели де Ситтера и которую зафиксировал при своих наблюдениях Слайфер. Его расчеты показали, что измерения красных смещений и расстояний до далеких галактик должны выявить линейную зависимость между этими параметрами. Если откладывать расстояние по горизонтальной оси, а красное смещение — по вертикальной, то на графике все галактики выстроятся в почти прямую линию. Не зная о работах Фридмана, Леметр включил результаты в свою диссертацию и опубликовал их в безвестном бельгийском журнале. В свои расчеты он включил короткий раздел с обсуждением эмпирических данных и вычислением угла наклона обнаруженной им самим, Эддингтоном и Вейлем линейной зависимости. Указывающие на расширение эмпирические данные были предварительными и содержали серьезные ошибки, но прослеживающаяся тенденция казалась крайне перспективной.

К разочарованию Леметра, ведущие теоретики в области релятивизма, в том числе его бывший консультант Эддингтон, его статью полностью проигнорировали. Когда в том же году Леметр на одной из конференций встретил Эйнштейна, последний не высказал никакой заинтересованности и только любезно указал, что работа Леметра всего лишь воспроизводит открытие Александра Фридмана. Признавая корректность вычислений Фридмана, Эйнштейн считал странную расширяющуюся Вселенную математическим курьезом, не имеющим отношения к реальной Вселенной, которая, по его мнению, была статичной. Оценку работы Леметра он завершил уничижительным замечанием: «Ваши вычисления правильны, но ваше понимание физики отвратительно». После этого, по крайней мере на некоторое время, Вселенная Леметра была забыта.

Эдвина Хаббла куда больше уважали за его умение улаживать проблемы, чем за личное обаяние. Он учился в Чикагском университете, где, как он утверждал, стал чемпионом по боксу. Затем как стипендиат Родса он провел несколько лет в Оксфорде, подцепив там раздражающе искусственный британский акцент, с которым говорил до конца своих дней. Свои напыщенные манеры он довершал твидовым костюмом и трубкой — обязательными атрибутами английского эсквайра. После Оксфорда Хаббл, подобно Фридману с Леметром, участвовал в Первой мировой войне, но сразу после ее окончания добился успеха в профессиональной сфере.

В конце 1920-х годов люди обратили внимание на работы Хаббла, потому что несколькими годами ранее он натолкнулся на золотую жилу. В начале XX века было известно, что мы живем внутри огромного водоворота звезд, из которого состоит наша галактика. Это так называемый Млечный путь. Со временем у астрономов возник вопрос: а является ли Млечный путь единственной галактикой, одиноким островком в пустом пространстве или же в космосе существует множество галактик? При взгляде на небо легко заметить слабые таинственные световые пятна, те самые туманности, которые измерял Слайфер. Являются ли они развивающимися звездами Млечного пути или же это удаленные галактики в процессе становления? Второе означало, что Млечный путь — всего лишь одна из множества галактик.

Ответ на этот вопрос Хаббл нашел в процессе измерения расстояния до туманности Андромеды. Он понял, что в качестве опорных точек может воспользоваться очень яркими звездами, известными как цефеиды. Определив, насколько светимость цефеид в туманности Андромеды меньше светимости более близких звезд, он смог выяснить расстояние до этой туманности. Чем более тусклой выглядит звезда, тем дальше она должна находиться. Полученное Хабблом расстояние до Андромеды было громадным — почти миллион световых лет, что в пять или даже в десять раз превышало оценочное расстояние до Млечного пути. Значит, туманность Андромеды не могла быть частью Млечного пути, поскольку находилась слишком далеко. Напрашивалось естественное объяснение: это всего лишь еще одна галактика. И если оно было верным для Андромеды, оно могло оказаться верным и для множества остальных туманностей. Так в 1925 году единственный эксперимент Хаббла сильно увеличил размер Вселенной.

В 1927 году Хаббл принял участие во встрече Международного союза астрономов в Голландии. Он знал, какой шум поднял сделанный де Ситтером, Эддингтоном и Вейлем прогноз о наличии красного смещения в туманности и познакомился с измерениями Слайфера, которые можно было трактовать как первый намек на наличие данного эффекта. Опубликованная в 1924 году статья Лундмарка, в которой делалась попытка показать соотношение между скоростями и расстоянием, предшествовала проделанным Хабблом измерениям расстояния до Андромеды и была встречена скептически. Аббат Леметр использовал данные Хаббла в своей работе 1927 года, но она была опубликована в малоизвестном бельгийском журнале на французском языке, поэтому никто ее не читал. Хаббл увидел возможность включиться в процесс и самостоятельно открыть эффект де Ситтера, проигнорировав все предшествующие попытки и позиционировав себя как первооткрывателя.

Для этого он заручился поддержкой Милтона Хьюмасона, сотрудника обсерватории Маунт-Вилсон. Ночь за ночью Хьюмасон настраивал призмы телескопа, установленного в калифорнийских горах над Пасаденой, и снимал спектры. Это была неблагодарная работа. Под куполом было холодно и темно, а от железного пола у Хьюмасона немели и начинали ныть ноги. Болела спина, ведь смотреть в окуляр, пытаясь обнаружить спектральные линии выбранных туманностей, приходилось в неудобной позе. Он знал, что должен превзойти Слайфера, и поэтому рассматривал совсем тусклые туманности. Чем слабее было их свечение, тем дальше они могли находиться. Но инструмент, которым он пользовался, не был предназначен для подобной работы. Получение одного спектра занимало от двух до трех дней, в то время как другие телескопы позволяли делать то же самое за несколько часов.

Пока Хьюмасон искал красные смещения, Хаббл сосредоточился на определении расстояний. Он измерял испускаемое каждой туманностью количество света и сравнивал результаты с расстоянием до туманности Андромеды. Это позволило примерно представить, насколько далеко от Земли находятся рассматриваемые объекты. Полученные данные объединялись с измеренным Слайфером и Хьюмасоном красным смещением в поисках линейной зависимости между двумя параметрами, однозначно указывающей на эффект де Ситтера.

К январю 1929 года Хаббл и Хьюмасон собрали данные о красном смещении сорока шести туманностей. Хаббл определил расстояние до тех двадцати четырех из них, которые располагались ближе всего и красное смещение которых измерял Слайфер. Был построен график: по оси х откладывались расстояния, а по оси у — скорости перемещения, определенные путем измерения красного смещения. Разброс получился достаточно большим, но график выглядел лучше предыдущих, полученных Лундмарком и Леметром, и явно указывал на тенденцию: чем дальше находилась туманность, тем сильнее было красное смещение.

Свои данные Хаббл опубликовал сам без Хьюмасона в короткой работе «Связь между расстоянием и лучевой скоростью межгалактических туманностей». Статья Лундмарка на эту тему вышла куда раньше, но Хаббл, мимоходом о ней упомянув, предпочел заострить внимание на важности собственных результатов. В последнем абзаце он писал: «Впрочем, существует возможность того, что соотношение между скоростью и расстоянием указывает на эффект де Ситтера, а значит, численные данные можно ввести в обсуждение общей кривизны пространства». В тот же день была отправлена короткая скромная статья, в которой Хьюмасон представлял результаты своих измерений красного смещения и расстояния до туманности, которая располагалась в два раза дальше, чем все туманности, упомянутые в работе Хаббла. Полученные данные тоже укладывались в обнаруженное Хабблом соотношение. Это был эффект де Ситтера.

Хотя Лундмарк и Леметр уже публиковали аналогичные данные, именно открытие линейной зависимости красного смещения от расстояния послужило катализатором, объединившим космологию. После публикации в 1929 году основополагающей работы Хаббла муссировавшиеся до этого почти десятилетие идеи Эйнштейна, де Ситтера, Фридмана и Леметра наконец сложились в одну простую картину. И хотя данные Слайфера, а также анализ Лундмарка и Леметра однозначно указывали на то, что галактики разбегаются, именно работы Хаббла и Хьюмасона убедили астрономов в реальности эффекта де Ситтера.

Через год после выхода статьи Хаббла Эддингтон высказал свое мнение по поводу эффекта де Ситтера и наблюдений Хаббла в журнале The Observatory, в котором во время Первой мировой войны он публиковал свои пацифистские призывы. После чтения этой статьи плотно обосновавшийся в университете Лувена аббат Леметр пришел в замешательство. Ведь там не было ни малейшего упоминания о его работе. Его более простая модель расширяющейся Вселенной была забыта. Немедленно он отправил Эддингтону письмо с описанием своей работы 1927 года, в которой демонстрировалась возможность дополнительных решений уравнений Эйнштейна, указывающих на расширение Вселенной. В конце Леметр добавил: «Я отправляю вам несколько копий статьи. Возможно, вы сможете переслать ее де Ситтеру. В свое время я послал ему эту статью, но, похоже, он ее не прочитал». Эддингтон был раздавлен. Его «блестящий» и «проницательный» ученик сообщал о своих попытках заниматься теорией относительности, но Эддингтон просто списал его со счетов и забыл про его работу. Он быстро приступил к статье, продвигающей взгляд Леметра на Вселенную и убеждающей де Ситтера отбросить собственную модель и принять модель Леметра. Теперь настала очередь Эйнштейна признать существование расширяющейся Вселенной.

Годы известности отвлекли Эйнштейна и от его теории, бурно развиваемой Фридманом и Леметром, и от наблюдений за удаляющимися галактиками. Но к лету 1930 года ему пришлось признать, что кое-что изменилось. Во время визита в Кембридж он остановился у Эддингтона и его сестры и заразился энтузиазмом Эддингтона, связанным с результатами Хаббла и Вселенной Леметра. Во время одной из многочисленных поездок он посетил Калифорнию и Маунт-Вилсон, где в общих чертах обсудил с Хабблом новое видение Вселенной. Эйнштейн пока не очень хорошо говорил по-английски, а Хаббл Не понимал немецкого, но они оба видели, что концепция расширяющейся Вселенной прижилась как среди физиков, так и среди астрономов. Во время следующей поездки, на этот раз в Лейден, во время беседы с де Ситтером Эйнштейн увлекся идеей новой космологии, родившейся из его теории и породившей варианты расширяющейся Вселенной. Они согласились избавиться от параметра, который ввел Эйнштейн, чтобы обеспечить статичность теории Вселенной. Добавленной в теорию задним числом космологической константе пришел конец.

Обнаружив в уравнениях Эйнштейна расширяющуюся Вселенную, Леметр решил развить заодно и его общую теорию относительности. Он понял, что данная теория позволит получить картину того, с чего все началось. Ведь из постулата о расширении Вселенной вытекал вопрос, каким образом и почему она начала вести себя подобным образом. И отмотав время назад, можно прийти к моменту, когда пространство-время существовало в виде точки. Эта странная ситуация не похожа ни на одно из явлений, наблюдаемых в окружающем мире. Но модели Фридмана и Леметра, по-видимому, демонстрировали именно это: первый момент зарождения пространства-времени.

Леметр предложил радикальную идею возникновения Вселенной. Она включала начало всего. В этой концепции Вселенная появлялась из одной точки, первоначального атома, или, как его называл Леметр, «космического яйца». Этот атом породил весь заполняющий современную Вселенную материал. Он должен был распасться в соответствии с законами квантовой физики, разработка которых в то время только начиналась. По аналогичной схеме происходит наблюдаемый в лабораториях радиоактивный распад частиц. Потомки первичного атома в свою очередь распадались на дополнительные атомы и т. д.

Это была простая, умозрительная, почти библейская модель, но Леметр всеми силами старался в своих предположениях держаться подальше от религии. Будучи священником, он больше чем кто-либо другой рисковал быть обвиненным в привнесении элемента веры в чисто научную гипотезу. В журнале Nature он опубликовал заметку, озаглавленную «Начало мира с точки зрения квантовой теории». Этим заголовком было сказано все. Речь о божественном вмешательстве или теологических конструкциях не шла. Это был практический вывод из холодных беспристрастных законов физики. Так устроена природа. Свое видение Леметр изложил так: «Если мир начался с одного кванта, понятия пространства и времени вначале должны быть лишены какого-либо смысла; они должны начаться только в момент, когда первоначальный квант разделяется на достаточное количество квантов. Бели это предположение корректно, начало мира произошло немного раньше возникновения пространства и времени».

В январе 1931 года в своем обращении к Британской математической ассоциации Эддингтон рассказал, что он думает о новейшей идее Леметра, начав так: «Мне не нравится современное представление о начале окружающего мира». Эддингтон поддержал работу Леметра, посвященную расширяющейся Вселенной, и убедил Эйнштейна отказаться от концепции статической Вселенной. Своей международной известностью Леметр обязан Эддингтону. Но воспринять наиболее передовые идеи Леметра Эддингтон был не в состоянии. Они выводили теорию пространства-времени Эйнштейна за границы применимости. По крайней мере, такое мнение озвучивал Эддингтон.

Аналогично тому как Эйнштейн отвергал расширение пространства в работах Фридмана и Леметра, Эддингтон отказывался принять результаты, вытекающие из математических расчетов. Вместо этого он предложил другое решение. Благодаря полученным Хабблом и Хьюмасоном доказательствам того, что галактики разбегаются, была отброшена модель статической Вселенной Эйнштейна. В процессе поиска всех возможных решений Леметр показал, что эта статическая Вселенная обладает свойством, которое усиливает позицию Эддингтона, — она нестабильна. Достаточно добавить туда немного материи — дополнительную галактику, звезду или даже один-единственный атом, — и Вселенная начнет сворачиваться в одну точку. И наоборот, удаление материи приводит к ее расширению, в результате чего она начинает вести себя подобно Вселенным Фридмана и Леметра. Именно эту нестабильность модифицировал Эддингтон, чтобы объяснить процесс расширения.

Объяснение, предложенное Эддингтоном, при своей неоднородности и незавершенности было правдоподобным и простым. Начало Вселенной описывалось моделью Эйнштейна, то есть она была статичной и неподвижной. На самом деле было бы ошибкой утверждать, что Вселенная имела начало; она могла находиться в статичном состоянии бесконечно долгое время, пока в соответствии с предложением Эддингтона материя каким-то способом, который еще требовалось определить, не начала группироваться. Из возникающих конгломератов материи сформировались звезды и галактики, а находящееся между ними пустое пространство привело к дестабилизации модели Эйнштейна и положило начало расширению. Произошел изящный переход Вселенной, находящейся вне времени, в расширяющуюся Вселенную.

Эддингтона предложенная Леметром радикальная гипотеза начала Вселенной не убедила, а вот Эйнштейн придерживался иного мнения. Зимой 1933 года путешествующие по Соединенным Штатам Америки Эйнштейн и Леметр встретились в Пасадене, в Калифорнийском технологическом институте, куда аббата пригласили прочитать две лекции. Их предыдущая встреча в Сольвее в 1927 году, во время которой Эйнштейн отозвался о работе Леметра как о наборе правильных, но не имеющих отношения к делу выводов из его собственной теории, прошла не слишком удачно. Но теперь все изменилось. Леметр пользовался уважением как одно из ведущих светил новой науки — космологии. Во время этой встречи ученые, погруженные в беседу, бродили по саду Атенеума, центра социальной жизни Калтеха. Газета Los Angeles Times описывала эту встречу так: «Серьезные выражения их лиц свидетельствовали о том, что идет обсуждение современного состояния дел, связанных с космосом». Было логичным и присутствие Эйнштейна на лекциях Леметра. В конце одного из семинаров он встал и сказал: «Это наиболее красивое и исчерпывающее объяснение мироздания, которое я когда-либо слышал».

После более чем десяти лет заблуждений Эйнштейн, наконец, увидел свет. Это был интересный поворот событий. Создателю общей теории относительности не хватило храбрости принять вытекающие из этой теории предсказания по поводу Вселенной, и он попытался ввести дополнительный фактор, чтобы подогнать результат под свои представления. Только Фридман и Леметр, принявшие общую теорию относительности во всей ее математической красоте, смогли предложить концепцию развивающейся, расширяющейся Вселенной. И экспериментальные данные подтвердили их правоту. Похвала Эйнштейна подняла Леметра в глазах массовой прессы. И подобно Эйнштейну, находящемуся в зените славы, Леметр был признан «ведущим мировым космологом». Он смог стать одним из столпов современной космологии. Его Идеи наряду с идеями Александра Фридмана подготовили почву для происшедшей тридцатью годами позднее революции в этой науке.