Глава 8
Открытие Вселенной

Новый физический объект — Вселенная

Слово «вселенная» настолько обычно в русском языке, что его не выкинешь из народной песни:

До 1917 года слово «вселенная» было не столько существительным, сколько собирательным и означало «весь видимый мир» — все, что кто-то как-то мог бы увидеть.

В начале 1917 года, однако, это неопределенное слово стало новым физическим понятием, обозначив один вполне определенный — самый большой — физический объект. Новое слово физики появилось в десятистраничной статье Эйнштейна, где родилась и новая наука — космология. Ранее космологию относили к метафизике, точнее было бы сказать, к недофизике, где нет ничего количественного, а лишь слова, слова, слова. Эйнштейн же указал вполне определенные количественные свойства нового физического объекта, свойства, доступные для экспериментальных, наблюдательных исследований. В обычной астрофизике не хватает места для космологии не потому, что ее главный объект слишком велик, а из-за того, что он — один в своем роде.

Рождение новой науки не стало сенсацией — еще полыхала мировая война, а Эйнштейн еще не был знаменитостью. Слава и признание гениальности обрушатся на него два года спустя не за открытие Вселенной, а за предсказание еле заметного отклонения лучей света под воздействием притяжения Солнца. Оба достижения — следствия его теории гравитации, завершенной в 1916 году. Но если отклонение лучей света — долгожданный результат драматических восьмилетних усилий, то космология — неожиданная премия.

Подобную премию получил когда-то Максвелл после своих десятилетних поисков электромагнитной теории. Он обнаружил, что одно из решений его уравнений описывает распространение электромагнитных колебаний, в которых он опознал световые волны.

Новая теория гравитации Эйнштейна уточнила теорию Ньютона с помощью основного уравнения:

[R] = (G/c ² ) [T],

где [ R] — геометрия пространства-времени, [ T] — распределение вещества, G  — гравитационная постоянная, c  — скорость света. Решения этого уравнения описывают и движение луча света, и движение планеты вокруг звезды, но еще, как обнаружил Эйнштейн, могут описать и Вселенную в целом.

Обстоятельства этого открытия демонстрируют, что прихотливый путь истории науки мало похож на асфальтированное шоссе.

Чтобы ввести Вселенную в свою теорию гравитации, Эйнштейн предположил, что вселенское вещество распределено равномерно, то есть что в разных местах Вселенной одна и та же средняя плотность «для областей пространства, больших по сравнению с расстоянием между соседними неподвижными звездами, но малых по сравнению с размерами всей звездной системы».

Во-вторых, «самым важным опытным фактом о распределении вещества» он назвал то, что «относительные скорости звезд очень малы по сравнению со скоростью света». По сути же предположил, что средняя плотность Вселенной постоянна во времени.

Выражение «неподвижные звезды» напоминает о древней «сфере неподвижных звезд». Их неподвижность была очевидной, поскольку даже ближайшие звезды в тысячи раз дальше самой дальней планеты, и, стало быть, движения звезд в тысячи тысяч раз менее заметны. Такие движения астрономы заметили лишь во времена Ньютона — обнаружили, что положения нескольких звезд, нанесенных на карту неба древними греками, за два тысячелетия изменились на полградуса. Век спустя удалось измерить расстояние до некоторых звезд. И еще почти столетие можно было называть Вселенную «всей звездной системой», как это сделал и Эйнштейн в 1917 году.

Космологии повезло, что ее основатель не следил за новостями дальней астрономии. А там шел Великий спор. Дальняя астрономия помимо звезд знала еще и туманности. Одна тянется полосой через все небо и видна невооруженному глазу. Это — Млечный Путь, или по-гречески Галактика. Галилей, глядя в свой телескоп, обнаружил, однако, что это небесное молоко состоит из огромного числа крупинок-звезд. Отсюда возникла гипотеза, что и другие туманности — гораздо меньшие по видимым размерам — представляют собой звездные системы, подобные Млечному Пути, — другие галактики. К 1924 году астрономы убедились, что действительно многие туманности — это огромные звездные системы, удаленные от нашей Галактики. С тех пор Вселенную называют системой галактик, каковых — на сегодняшний день — насчитано сотни миллиардов. А в каждой галактике — миллиарды звезд.

В 1917 году Эйнштейн не знал о галактиках, но как мог он предположить равномерное распределение звезд во Вселенной?! Простой взгляд на небо опровергает это. Неравномерность расположения звезд очевидна: Млечный Путь — явное и несомненное сгущение звезд. Как стало известно позже, равномерно лишь распределение галактик, о чем Эйнштейн не ведал.

Другое его предположение правдоподобней: действительно, как скорости звезд могут сравниться со скоростью света?! Но говорить-то надо не о звездах, а о туманностях-галактиках. Фактически Эйнштейн подразумевал, что средняя плотность Вселенной постоянна во времени. Но почему?! Неудивительно, что астроном Виллем де Ситтер, единственный упомянутый в статье Эйнштейна, не принял этих предположений и искал иное решение эйнштейновских уравнений гравитации.

Эйнштейн же считал, что отказ от упрощающих предположений — это отказ от решения. И его предположения дали вполне определенное решение — вполне определенную форму Вселенной, сферически симметричную, конечную и безграничную, как и положено всякой сфере — и двухмерной и трехмерной. Радиус вселенской сферы Rопределялся плотностью вещества:

1/R ² = (G/c ² ).

Астронаблюдатели могли проверять это соотношение, оценивая по отдельности плотность и кривизну пространства, особенно «не заморачиваясь», как эта формула получилась у астротеоретика Эйнштейна. Зато ему пришлось поморочиться. Дело в том, что принятое им предположение о плотности вещества, постоянной в пространстве-времени, будучи подставлено в его уравнение

[R] = (G/c ² ) [T] ,

давало лишь очень скучное решение: нулевая плотность и плоская геометрия пространства-времени, никаких звезд и сплошная космическая пустота.

Эйнштейн придумал выход, добавив в свои уравнения нечто, не имевшее никаких оснований в тогдашней физике, — некую новую универсальную константу:

[R] + []= (G/c ² ) [T].

И получил гораздо более интересное решение, связавшее радиус сферической Вселенной Rи ее плотность с величиной новой константы

1/R ² = (G/c ² ) =λ.

Эта связь оправдала и само диковинное третье предположение: чрезвычайно малая плотность Вселенной (из-за огромных расстояний между звездами и галактиками) означала огромный радиус вселенской сферы и суперчрезвычайную малость новой константы. Потому-то можно было не беспокоиться о влиянии новой константы на уже известные и подтвержденные гравитационные эффекты планетного масштаба.

И все же не странно ли, что год спустя после того, как Эйнштейн получил свои долгожданные уравнения гравитации, он решился их изменить? Он понимал это, написав другу: «В теории гравитации я сделал нечто такое, за что меня могут посадить в сумасшедший дом».

Совершенно иначе смотрел на новую константу де Ситтер — первый собеседник и соучастник Эйнштейна в решении космологической задачи. Голландский астроном высшей математической пробы, он еще в 1910 году включился в поиск новой теории гравитации. В частности, он выяснял, способны ли предложенные теории объяснить неньютоново движение Меркурия, и знал, что не способны. Поэтому успех Эйнштейна, объяснившего это астроявление в 1915 году, был для него важнейшим событием, поднявшим авторитет германского физика до небес. И когда Эйнштейн дерзнул и необъятные небеса объял физической теорией, де Ситтер присоединился первым. Он, правда, счел неубедительными упрощения Эйнштейна и придумал свое, астрономически резонное: если плотность вещества во Вселенной столь мала, то почему не предположить для упрощения, что ею можно вовсе пренебречь, то есть считать плотность вещества нулевой. Соответствующее решение, при наличии космологической постоянной, давало вполне определенную и весьма особую геометрию пространства-времени, которую надо было изучать и прикладывать к астрономическим наблюдениям.

Говорить о геометрии в отсутствии вещества было, однако, выше сил физика Эйнштейна, и он решение де Ситтера не принял всерьез. А впоследствии считал введение космологической константы своей ошибкой. И оказался неправ — сегодняшние космологи не мыслят своей науки без величины, которая у них, правда, перестала быть универсальной константой, и в ней появилась физическая начинка, но это — уже другая история и пока еще не история науки, а ее сегодняшний день.

Физики ценят великих коллег не за их ошибки. А историкам дороги и ошибки, если они помогают понять драматизм истории открытий, сделанных живыми людьми, которым тоже свойственно ошибаться.

Выясняя физику Вселенной, Эйнштейн следовал своему принципу делать все как можно проще, но не проще, чем надо. Однако незаметно нарушил его — переупростил Вселенную. Пять лет спустя это понял российский математик Александр Фридман.