Расширение Вселенной – одно из основополагающих научных открытий, ведущее прямо к пониманию того, что у известной нам Вселенной было начало. Первые подвижки к пониманию этого были сделаны Весто Мелвином Слайфером, работавшим во втором десятилетии XX века в Лоуэлловской обсерватории в Флагстафе.

Слайфер, родившийся в 1875 году, приехал в Аризону во Флагстафф в 1901 году, сразу по окончании учебы в университете Индианы, и получил задание ввести в работу новый спектрограф, созданный директором обсерватории Персивалем Лоуэллом. Происходивший из богатой бостонской семьи Лоуэлл основал обсерваторию в 1894 году, изначально для доказательства своей теории о том, что марсианские «каналы» представляют собой признаки деятельности представителей цивилизации, живущих на Красной планете. Новый инструмент был сначала призван измерить вращение Венеры, которая его тоже интересовала. Изучение планет занимало Слайфера следующие несколько лет, и за это время он стал настоящим экспертом в использовании спектрографа. В 1906 году по предложению Лоуэлла (который, как и многие из его современников, полагал, что спиральные туманности могут оказаться расположенными на Млечном Пути «роддомами» для новых планетарных систем, подобных Солнечной) Слайфер предпринял попытку измерить спектры спиральных туманностей. Она не увенчалась успехом, но в 1909 году, услышав, что этой же проблемой занялись другие астрономы, решил попробовать еще раз.

Оборудование для наблюдений у Слайфера было довольно скромное: шестидесятисантиметровый телескоп-рефрактор и уже старенький (но отлично знакомый) спектрограф. Хотя к тому времени звездная спектроскопия была общепринятым методом, выявление спектров тусклых туманностей вызывало трудности, никто до тех пор не преуспел в получении надежных результатов даже с более крупными телескопами. Но после многих месяцев терпеливых экспериментов с разными условиями, на которые он тратил свободное от работы на Лоуэлла время, астроном подобрал настройки телескопа и спектрографа, которые позволили получить спектры туманностей, в том числе Андромеды. К январю 1913 года с новой линзой для спектрографа Слайфер получил четыре фотопластинки, на которых удалось измерить спектральные линии, видимые в свете от туманности. К своему удивлению, он обнаружил, что линии смещены к синему концу спектра. Ученый предположил, что это из-за доплеровского эффекта, означающего, что туманность Андромеды летит в нашу сторону со скоростью 300 км в секунду. Это значительно превышало доплеровские скорости звезд, поэтому неудивительно, что сообщение об открытии было встречено со скепсисом.

Однако Слайфер стоял на своем. К 1914 году он измерил спектры пятнадцати туманностей и в августе того же года сделал доклад на встрече Американского астрономического общества, где указал, что три из них демонстрировали синее смещение, а одиннадцать – красное. Это было очевидно значимое открытие: сообщалось, что в конце доклада аудитория устроила исследователю овацию. К этому времени его наблюдения стали подтверждать и другие астрономы. Впрочем, возможности устаревшего телескопа, бывшего в распоряжении Слайфера, вскоре оказались исчерпаны, и в наиболее полном его труде на эту тему, опубликованном в 1917 году, упоминалось десять новых спектров туманностей: всего 25, из них четыре с синим смещением и двадцать одна с красным. Скорости, на которые указывало смещение, варьировались от 150 до 1100 км в секунду, и можно было сделать вывод, что спиральные туманности, чем бы они ни были, не могут находиться в гравитационном поле Млечного Пути. К 1917 году сам Слайфер уже не сомневался в этом:

У его наблюдений была и еще одна интересная особенность, которой часто не уделяют должного внимания. Красные смещения, если рассуждать о них как о скоростях, подразумевали, что галактики разлетаются от нас во все стороны. Точнее, не именно от нас. Когда Слайфер усреднил скорости, оказалось, что все спиральные галактики, которые он проанализировал, движутся относительно Млечного Пути или, вернее, что сам Млечный Путь движется через пространство, как и другие туманности, в некотором направлении относительно спиральных галактик со скоростью около 700 км в секунду. Он назвал такое движение «дрейфом сквозь космос» (ничего себе дрейф!), и оно стало еще одним фундаментальным открытием, поскольку дополнительно доказывало, что Млечный Путь – обычная галактика, которая, помимо всего прочего, не является неподвижным центром Вселенной.

Тем не менее наблюдения Слайфера не смогли окончательно решить вопрос о природе спиральных туманностей, и, как мы уже видели, дискуссии на эту тему продолжились в 1920-х годах. Одной из причин было то, что Шепли и другие защитники идеи громадного и всепоглощающего Млечного Пути, окруженного мелкими туманностями, еще находили аргументы в свою пользу. Они утверждали, что спиральные туманности – небольшие объекты, отторгнутые Млечным Путем в окружающий космос. К сожалению, хотя Слайфер продолжил измерять спектры туманностей и к 1922 году изучил уже сорок одну и почти все они (36) демонстрировали красное смещение, он не предавал огласке свои данные. Все они лежали в архиве Лоуэлла в виде внутренних отчетов, их не читали и не использовали – хотя астрономы Артур Эддингтон и Густав Штромберг сумели их получить. Но все изменилось, когда Хаббл начал измерять расстояния до изученных Слайфером туманностей, а затем (вместе с коллегой Милтоном Хьюмасоном) дистанции до более далеких галактик и их красные смещения.

Хаббл знал о работах Слайфера, в 1928 году он побывал на научной встрече в Лейдене, где обсуждал с Виллемом де Ситтером новые теории Вселенной на базе общей теории относительности Альберта Эйнштейна (подробнее об этом чуть позже). Хаббл также знал, что туманности, которые виднелись на небе меньше и тусклее, имели большее красное смещение, чем выглядевшие крупнее и ярче. Если допустить, что все спиральные туманности похожи по размеру, то можно сделать вывод, что красное смещение показывает расстояние: чем больше смещение, тем дальше от нас галактика. И действительно, в предыдущем 1927 году Хаббл поручил подчиненному наблюдателю в Маунт-Вилсоне Милтону Хьюмасону измерить красные смещения двух ближайших галактик (ближайших по данным метода цефеид), чтобы проверить наблюдения Слайфера, и Хьюмасон подтвердил, что их красное смещение относительно велико, что согласовывалось с идеей корреляции расстояний и смещений.

Причины красных смещений не слишком интересовали Хаббла, но его увлекала перспектива использовать их для измерения расстояний: красные смещения можно было вычислить для таких тусклых (и, предполагал он, таких далеких) галактик, которые не допускали применения метода цефеид. Чтобы доказать, что между красным смещением и расстоянием есть четкая связь, надо было измерить их по методу цефеид для максимума галактик, используя все возможности 2,5-метрового телескопа. Работа предстояла кропотливая и долгая, и Хабблу понадобилась помощь. Если он оценит расстояния по цефеидам и другим имеющимся методам, а коллега уточнит красные смещения, можно будет сложить обе части паззла и выяснить соотношение между красным смещением и расстоянием. В качестве напарника был выбран Хьюмасон, не только потому, что он был первоклассным наблюдателем, отлично знавшим телескоп, но и потому, что был намного ниже по статусу, чем Хаббл, а значит, тот мог по своей привычке присвоить себе в случае успеха львиную долю заслуг (если не все).

Хьюмасон родился в Миннесоте в 1891 году, но вскоре его семья переехала на Западное побережье США. В Маунт-Вилсон он впервые попал с родителями в 1905 году, когда обсерватория только строилась. Юноше так понравилась гора, что он убедил родителей разрешить ему бросить школу и устроиться в местный отель посыльным и разнорабочим. Но отель располагался довольно низко на склоне, и вскоре Милтон нашел место погонщика мулов, доставлявших стройматериалы и оборудование для возводимой обсерватории по горным тропам. Сначала там построили полутораметровый, а затем и 2,5-метровый (стодюймовый) телескоп Хукера, его создание спонсировал бизнесмен из Лос-Анджелеса Джон Хукер. В 1911 году Хьюмасон женился на дочери одного из ведущих инженеров проекта Хелен Доуд, но продолжал привычную работу до 1913 года, в котором у него родился первенец. Тогда молодой человек решил найти достойную должность, чтобы содержать семью, какое-то время трудился садовником, а в 1916 году смог приобрести фруктовый сад (в Калифорнии такие называют цитрусовыми ранчо) близ Пасадены. Однако такая работа была ему не слишком по душе, и, когда большой телескоп был готов, а в обсерватории стали набирать дополнительный штат, он тут же нашел себе там место ночного сторожа, отчасти благодаря связям тестя.

Работа была, конечно, незавидная; но стоял ноябрь 1917 года, в Европе бушевала война. Астрономы поручали Хьюмасону самые разные задания – от фиксации телескопа под нужным углом до приготовления кофе и проявления фотопластинок. За это он получал всего 80 долларов в месяц, с бесплатным проживанием и едой. История не сохранила реакцию на все это его жены, но Милтон оказался настолько способным, что вскоре его сделали ночным ассистентом и позволили самостоятельно проводить некоторые наблюдения. Несколько астрономов, включая Шепли, ввели его в курс дела, а один из них, Сет Николсон, даже подтянул Хьюмасона по математике, ведь он рано бросил школу и мало что знал. Впоследствии Шепли вспоминал, что Хьюмасон был «одним из лучших наблюдателей, которые у нас когда-либо работали», и в 1922 году дал ему рекомендацию и помог получить официальный статус «астронома-ассистента»; фактически к тому времени Милтон уже несколько лет бесплатно работал в этой должности.

Незадолго до этого случился один из самых поразительных промахов в истории астрономии. Шепли тогда как раз собирался покинуть Маунт-Вилсон и перебраться в Гарвард. В те годы фотоизображения галактик и других астрономических объектов формировались на хрупких стеклянных пластинках, покрытых специальным химическим составом. Пластинки приходилось экспонировать много часов и проявлять в темноте и холоде купола телескопа, а затем фиксировать изображение с помощью других химикатов. Таким образом, на одной стороне пластинки появлялось изображение, а другая оставалась чистой. На ней астрономы порой писали или рисовали, отмечая интересующие их объекты. В начале своей карьеры, еще не будучи официально астрономом, зимой 1920–1921 годов двадцатидевятилетний Хьюмасон получил от Шепли задание изучить серию фотографий туманности Андромеды, по большей части сделанных за последнюю пару лет самим Шепли, и проверить, изменилась ли она за прошедшее с тех пор время, в частности, нет ли признаков ее вращения. На этих снимках, которые, по сути, были негативами (яркие объекты отображались на них как черные), Хьюмасон обнаружил несколько точек, похожих на звезды. И самое любопытное, некоторые из них присутствовали только на части пластинок, что наводило на мысль о переменных и, возможно, даже цефеидах. Он пометил оборот одной из таких пластинок чернилами, чтобы выделить особенно интересный объект, и показал его Шепли. Тот, убежденный, что спиральные туманности – это облака материи внутри Млечного Пути (максимум небольшие образования совсем рядом с ним), вынул из кармана платок, стер пометки и снисходительно объяснил Хьюмасону, что в туманности Андромеды не может быть переменных звезд. Милтон не счел себя вправе спорить с ним и долгие годы не упоминал об этом случае. А ведь Шепли мог высчитать расстояние до галактики Андромеды, понять структуру Вселенной и прославить свое имя навеки еще в 1921 году. Урок для всех нас: нужно строить теории на наблюдениях, а не подводить наблюдения под теоретические домыслы.

Когда в конце 1928 года Хаббл поручил Хьюмасону измерять красные смещения, тот не слишком обрадовался. Ему пришлось получать фотографии спектров (а это намного сложнее, чем просто фотографировать галактики) при большой выдержке в обжигающем холоде гористой местности. Зима была оптимальным временем для подобной работы, поскольку ночи в это время самые долгие и морозные, а купол телескопа не должен нагреваться, чтобы колебания теплого воздуха не мешали видимости. Хотя телескоп был оборудован механизмом для автоматического отслеживания движения объектов по небу по мере вращения Земли, это устройство было несовершенно: наблюдателю приходилось постоянно сидеть за большим телескопом и, ориентируясь на маленький телескоп наведения, подстраивать механизм, чтобы он всегда был нацелен в нужную область неба. Даже при этих условиях для получения детального снимка, необходимого Хьюмасону, одной ночи не хватало. В конце наблюдения, пока еще темно, пластинку надо было вынуть из спектрографической камеры и поместить в светонепроницаемый футляр, а на следующую безоблачную ночь так же, в темноте, снова вставить ее в камеру, направить телескоп в точности на то же самое место и снова погрузиться в кропотливую работу, требующую постоянного напряжения глаз и адаптации к холоду. Как бы Хьюмасон ни ненавидел этот процесс, он был отличным наблюдателем и никто не справился бы лучше него. Он стал измерять красные смещения тусклых галактик, не различимых телескопом Слайфера.

А Хаббл в это время измерял расстояния – сначала до галактик, красные смещения которых уже изучил Слайфер. Хабблу удалось измерить методом цефеид расстояния до шести из них и использовать полученные данные для доказательства того, что самые яркие звезды в этих галактиках были почти равны по блеску. Это дало ему возможность оценить расстояния до более удаленных галактик (где нельзя было различить цефеиды), предположив, что и в них самые яркие звезды обладают той же средней яркостью (абсолютной величиной), и определяя дистанцию до них по видимому блеску. Так удалось получить еще четырнадцать расстояний, всего двадцать. Из этого списка он вывел среднюю яркость для галактики и с ее помощью оценил примерные расстояния еще до четырех. К 1929 году был сформирован список из двадцати четырех галактик, красные смещения двадцати из которых измерил Слайфер, а четырех – Хьюмасон. Хабблу было этого достаточно, чтобы опубликовать свое знаменитое открытие: расстояние от нас до галактики находится в точной пропорции со скоростью, высчитанной на основе ее красного смещения. Эта пропорция получила название закона Хаббла. Он представил его в выпуске «Трудов Национальной академии наук США», но с одним принципиальным изменением.

Хотя в работе Хаббла от 1929 года труд Слайфера не упоминается (что само по себе поразительно и, безусловно, сделано умышленно; историк Дон Лаго утверждает, что «в молчании Хаббла нет ничего случайного», а Шепли описывал Эдвина как «до абсурда тщеславного и напыщенного»), он вычел из подсчитанных скоростей 700 км в секунду – скорость нашего «дрейфа сквозь космос», открытого Слайфером. Оставшиеся скорости показывали, что на каждые 500 км в секунду приходится расстояние в миллион парсек (1 мегапарсек, или Мпк), на 1000 км в секунду – 2 Мпк и так далее. Этот коэффициент – 500 км в секунду на 1 Мпк – прославился как постоянная Хаббла (Н), а его точное значение стало предметом горячих дискуссий на годы и десятилетия. Однако важно отметить и еще один момент: хотя красное смещение измеряется в единицах скорости (км в секунду), Хаббл нигде не упоминает, что эти смещения представляют собой результат доплеровского эффекта. Он хотел использовать их просто как индикаторы расстояний и в 1929 году даже сказал в интервью газете Los Angeles Times, что «в реальность этих скоростей трудно поверить».

После опубликования закона Хаббла и вычисления постоянной Хаббла ее стало возможно использовать для измерения расстояния до любой галактики, чье красное смещение поддавалось анализу. В отдельной статье, опубликованной параллельно с работой Хаббла, Хьюмасон сообщил, что наиболее значительное красное смещение на тот момент обнаружено у галактики NGC 7619, расположенной в направлении созвездия Пегаса. Данные о ней собирались несколько ночей, в течение 33 часов, а дополнительная обработка заняла еще 45 часов. В результате было получено красное смещение, соответствующее скорости 3779 км в секунду, что более чем вдвое превышает самое большое смещение, полученное Слайфером, и соответствует расстоянию примерно в 8 Мпк, или более чем 25 млн световых лет. Вследствие этого прорыва владельцы Маунт-Вилсоновской обсерватории решили выделить средства на усовершенствованный спектрограф, который наряду с изобретением более чувствительных фотопластинок позволил Хьюмасону продвинуться еще дальше во Вселенную и несколько упростить себе работу. За следующие два года удалось проанализировать еще 40 галактик и обнаружить среди них удаленные от нас на 100 млн световых лет. И за все это, как показывают названия закона и постоянной, слава досталась Хабблу, хотя красные смещения первым открыл Слайфер, а заслуга наиполнейшего для того времени использования этого открытия принадлежит Хьюмасону. Но что все это должно было означать? Фактически (Хаббл не мог этого не знать) к 1928 году уже имелись теоретические основания для предположения, что Вселенная расширяется или, по крайней мере, что красное смещение и расстояние взаимосвязаны.

Эйнштейн разработал общую теорию относительности в конце 1915 года и почти сразу же применил ее для создания математической модели Вселенной. Это был не такой громадный прыжок в науке, как может показаться, поскольку общая теория описывает взаимодействие между пространством, временем и материей и, строго говоря, применима только к полному набору этих элементов – Вселенной. При попытке применить ее для описания части Вселенной, например природы орбиты Меркурия вокруг Солнца, получается что-то приблизительное, хотя и точное настолько, насколько нужно исследователю. Эйнштейн опубликовал свою прорывную космологическую работу под названием «Вопросы космологии и общая теория относительности» в 1917 году. Он находился под сильным влиянием общепринятого тогда воззрения, что вся Вселенная есть Млечный Путь, а также видимого факта, что звезды Млечного Пути движутся относительно мало и бессистемно, не образуя входящего или исходящего потока. Он склонялся к идее, что Вселенная замкнута аналогично поверхности Земли или иной сферы, которая, как известно, имеет конкретную площадь поверхности, но не имеет конца. Сферическая вселенная обладает конечным объемом, но не имеет границ: направившись в любую сторону по прямой, вы в конце концов обогнете ее и вернетесь в исходную точку.

Однако здесь есть затруднение. Такая замкнутая вселенная должна сужаться, поскольку вся материя в ней притягивается друг к другу по закону всемирного тяготения, это соответствует как закону Ньютона, так и общей теории относительности. Поэтому Эйнштейн добавил к своим уравнением дополнительный элемент, названный космологической константой и обозначенный буквой греческого алфавита – лямбдой (Λ), который означал некую «упругость» пространства, компенсировавшую гравитацию. В результате получилась математическая модель замкнутой сферической вселенной, содержащей материю, но стабильной, о чем, по мнению Эйнштейна, свидетельствовали небольшие скорости звезд.

В 1916 году, формулируя свои идеи, Эйнштейн обсуждал их с голландским астрономом Виллемом де Ситтером, который вскоре издал собственные размышления на ту же тему. Голландия соблюдала нейтралитет в Первой мировой войне, так что новости от Эйнштейна без серьезных преград добирались из Германии до де Ситтера, а затем – к английским друзьям, в частности к Артуру Эддингтону. Де Ситтер опубликовал свою работу в ежемесячных «Заметках Королевского астрономического общества». Это привлекло внимание англоязычных астрономов к прорыву Эйнштейна, но также показало, что идея богаче, чем думал автор. Де Ситтер обнаружил, что уравнения общей теории относительности также могут использоваться для описания стабильной, но пустой вселенной – космоса, не содержащего материи. Такая вселенная не сжималась бы по причине отсутствия вызывающей гравитацию материи. Для нее космологическая постоянная была не нужна, но при желании ее можно было использовать. Де Ситтер, однако, хотел узнать, не может ли оказаться, что наша Вселенная настолько велика, что даже можно пренебречь наличием в ней звезд и считать пригодной для ее описания модель пустой вселенной. Он внес в пустую вселенную математический эквивалент небольшого количества материи («пробные частицы») и пришел к неожиданному выводу. Если эти частицы излучали свет, то длина его волн растягивалась по мере удаления от частиц; как выразился сам де Ситтер, «частота световых вибраций уменьшалась». Эта форма красного смещения, являющаяся свойством пространственно-временного континуума во вселенной де Ситтера, не является эффектом Доплера, и из нее не следует, что Вселенная расширяется. Но де Ситтер знал о работе Слайфера и стал одним из первых астрономов, поддержавших идею о том, что спиральные туманности находятся на большом расстоянии от Млечного Пути. Эйнштейн был озадачен и написал де Ситтеру, что не может осмыслить происходящее. Но худшее (или с современной точки зрения лучшее) было еще впереди: обнаружилось, что возможных моделей вселенных может быть несколько.

В течение последующих лет несколько ученых пытались использовать уравнения общей теории, применяя их к вселенной или вселенным. Но человеком, который смог буквально взять эти уравнения за шиворот и встряхнуть, придав им новый смысл и определив релятивистскую космологию как науку, стал россиянин Александр Фридман.

Фридман родился в 1888 году в Санкт-Петербурге в семье балетного танцовщика и пианистки, которые поженились, когда ему было девятнадцать, а ей всего шестнадцать, и музыкальную карьеру она так и не сделала. В 1896 году, когда Александру исполнилось восемь лет, его родители расстались, отец повторно женился, и мальчик воспитывался с мачехой. Артистическое происхождение не помешало ему увлечься физикой, и в начале XX века он уже был хорошо знаком с последними исследованиями квантовой теории и релятивистики. Александр, как и его родители, рано создал семью – в 23 года, едва окончив Санкт-Петербургский университет. Он продолжал работать в альма-матер еще пару лет, а в 1913 году занял должность метеоролога в Главной геофизической обсерватории в Павловске. Когда разразилась Первая мировая, он вступил добровольцем в авиационный отряд и участвовал в организации аэронавигационной и аэрологической службы русской армии, в том числе совершал опасные для жизни полеты в качестве пассажира и наблюдателя над вражеской территорией (австрийский фронт) и пережил как минимум одну аварийную посадку, был удостоен орденов Святого Георгия и Святого Владимира с мечами. Фридман не пострадал от революции 1917 года, поскольку с юности поддерживал левых и приветствовал новую власть. Он получил место профессора в Пермском университете, но был вынужден бежать, когда во время гражданской войны город заняли белые. В итоге в 1920 году ему удалось поселиться в родном городе, теперь носившем имя Петроград, и заняться метеорологическими исследованиями при Академии наук. Вскоре Фридман уже руководил всеми метеорологическими наблюдениями на территории Советского Союза. Увы, ученого ждала ранняя смерть от тифа, подхваченного во время поездки в Крым в 1925 году (к тому времени Санкт-Петербург был переименован еще раз – в Ленинград), всего через три года после публикации его революционных идей в области космологии.

Метеоролог по профессии, Фридман следил за всеми новостями релятивистской теории, включая общую теорию относительности, несмотря на всю сложность исторического периода их развития. Представляется, что он начал размышлять о космологических следствиях из общей теории еще в 1917 году, едва познакомившись с ключевой работой Эйнштейна. Он был занят на основной работе, в стране царил хаос, и на формулировку и публикацию своих умозаключений у ученого ушло несколько лет. Но их появление произвело эффект разорвавшейся бомбы, к тому же, несмотря на строгую математическую форму, ключевые идеи работы Фридмана легко объяснить на популярном уровне.

Главным открытием Фридмана было то, что уравнения Эйнштейна описывают не одну-единственную уникальную вселенную, но допускают создание множества ее моделей. Стационарная вселенная Эйнштейна и пустая вселенная де Ситтера – лишь примеры подобного множества. Одни такие модели выглядят подобно нашей Вселенной, другие отличны от нее. После полного принятия этих идей научным сообществом (в результате публикаций Хаббла и Хьюмасона) ключевым вопросом космологии стал поиск модели, наиболее точно соответствующей реальному миру. В некоторых из моделей использовалась космологическая константа, другие не требовали ее – среди них были самые интересные (то есть самые, кажется, адекватные нашей Вселенной), хотя в 1922 году это, конечно, еще не было очевидно.

Если отбросить наиболее экзотические и представляющие интерес в основном для математиков варианты, модели Фридмана предлагают три основные альтернативы описания Вселенной: все они естественным образом расширяются и не требуют лямбда-члена. Главное, как указывает Фридман, что такое расширение вызывается растяжением самого пространства, а не движением сквозь него какой-то материи. Во вселенной первого типа такое расширение происходит постоянно, хотя и замедляясь со временем из-за гравитации находящейся в ней материи. Поэтому такую вселенную называют открытой. Однако может существовать закрытая вселенная, которая какое-то время расширяется, но затем гравитация становится сильнее этого процесса и заставляет ее снова сжаться. Те и другие могут быть разных видов, с разной скоростью расширения. Но существует и третий, уникальный тип вселенной, находящийся точно посредине. Такая вселенная непрерывно расширяется, постоянно замедляясь, но никогда не останавливаясь окончательно. Она получила название плоской по аналогии с поверхностью сферы или Земли, которая из-за больших размеров может представляться совершенно плоской. Не выдавая слишком много тайн, могу пока сказать, что наша Вселенная неотличима от плоской, хотя может оказаться и открытой, и закрытой.

Перед публикацией своей работы в 1922 году Фридман написал Эйнштейну, прося его одобрения. Ответ коллеги Гамов впоследствии назвал «ворчливым»: Эйнштейн не оценил идеи Фридмана. Но статья была опубликована, и Эйнштейн ответил на нее крохотной заметкой (всего 11 строк!), утверждая, что результаты Фридмана не согласуются с его уравнениями. Затем он обдумал все еще раз и в 1923 году опубликовал еще одну заметку, где брал свои слова назад. Кажется, в тот период Эйнштейн рассматривал решения Фридмана для своих уравнений поля как чисто математически любопытные умозаключения, не имеющие отношения к реальному миру. В сохранившемся в его архиве черновике к заметке 1923 года есть несколько важных слов, не попавших в официальный вариант. Он пишет, что моделям Фридмана «вряд ли можно приписать значимость для физики». Уже через десять лет он будет вынужден изменить свое мнение.

Если бы Фридман продолжал свои исследования, это могло бы случиться и раньше. В 1923 году он изложил свои идеи в книге «Мир как пространство и время», где рассматривал уравнения как таковые, включая очевидное следствие из них, что если Вселенная расширяется, то в прошлом она была меньше, а изначально могла быть очень маленькой. Ему нравилась идея циклической вселенной, которая расширяется из очень небольшого размера (возможно, точки), достигает определенного размера и затем снова сжимается в точку, запуская новый цикл. Он пишет:

И этот текст был опубликован в 1923 году! Это не что иное, как первая научная дискуссия о том, что сейчас известно как Большой взрыв, и первая космологическая оценка возраста Вселенной (преувеличенная всего в несколько раз). Однако в начале 1920-х годов не только Эйнштейн, но и весь научный мир был не готов к революции Фридмана, и после его безвременной кончины некому было продолжить его дело, пока аналогичные идеи не пришли в голову другому ученому.

Жорж Леметр был моложе Фридмана на шесть лет. Он родился в бельгийском городе Шарлеруа в 1894 году и учился в иезуитском колледже. В 1914 году ему было двадцать лет, он планировал стать гражданским инженером, но пошел добровольцем в армию. Участие в Первой мировой войне, за которое он был награжден Военным крестом, произвело на Жоржа огромное впечатление и побудило молодого человека совместить карьеру ученого с духовным поприщем (хотя первые мечты о священстве появились у него еще в девять лет). В 1920 году он защитил докторскую диссертацию по физике в Левенском университете (тогда в Бельгии это была, скорее, магистерская степень), изучил теологию и в 1923 году был посвящен в сан аббата. Одновременно с богословскими изысканиями Леметр подготовил работу по теории относительности и получил право на годичное бесплатное обучение в Кембридже (1923–1924) у Артура Эддингтона. Последний говорил, что это «блистательный студент, быстро схватывающий, дальновидный и с огромными способностями к математике». Из Кембриджа Леметр отправился в Гарвардскую обсерваторию, где в 1924–1925 академическом году работал с Харлоу Шепли (к тому времени спор о спиральных туманностях подходил к концу) и, среди прочих, Сесилией Пейн. В Америке Леметр познакомился со Слайфером, побывал на собрании в Вашингтоне, где было объявлено об измерении Хабблом расстояния до туманности Андромеды, и лично посетил ученого, чтобы больше узнать о том, как он рассчитывает дистанции между нами и туманностями. Утверждения коллеги разожгли в нем интерес к применению общей теории относительности в качестве модели реальной Вселенной. Он сразу же заинтересовался физическим значением измерений красного смещения.

Проведенные Леметром в Гарварде исследования привели к присуждению ему докторской степени. Так же как Пейн получила свою степень от колледжа Рэдклифф, поскольку обсерватория в те годы не имела права вручать их, Леметру присвоили ученое звание не там, а в Массачусетском технологическом институте в 1927 году за диссертацию «Гравитационное поле в жидкой сфере однородной инвариантной плотности согласно теории относительности». Соответствующие уравнения применимы, конечно, и к вселенной однородной плотности, но здесь все самое интересное происходит, когда плотность не инвариантна, а меняется с течением времени. Часть этой работы была опубликована в статье 1925 года. В ней Леметр показывает, что радиус такой вселенной рос бы со временем: расстояния между всеми точками в пространстве постоянно увеличивались. Он был первым, кто стал утверждать это относительно реального расширения пространства. Однако никто не обратил на это внимания. К тому времени как американская докторская степень была присуждена, Леметр уже вернулся в Бельгию и начал работу в Левенском университете. Там он глубже занялся проблемой согласования космологических моделей на основе общей теории относительности с красными смещениями в работах Слайфера.

В подходах Леметра и предыдущих исследователей, таких как Фридман (о его работах он в то время еще не знал) и де Ситтер, была принципиальная разница. Ученый с самого начала старался не просто развивать математические модели как таковые, а сопоставлять их с практическими наблюдениями.

Леметр первым предположил, что галактики можно рассматривать как эквивалент частиц в расширяющейся вселенной де Ситтера, но он развил работу де Ситтера (и, что важнее всего, независимо достиг тех же результатов, что и Фридман), найдя решения для уравнений Эйнштейна, в которых размер вселенной (измеренный в смысле расстояний между пробными частицами или, выражаясь технически, в смысле параметра кривизны, иногда называемого радиусом вселенной) претерпевает различные изменения. Он отдавал предпочтение модели закрытой вселенной, в которой этот размер меняется во времени, так что она растет или сжимается. Зная о работах Слайфера, он счел расширяющиеся модели возможным описанием реальной Вселенной, но сохранил космологическую константу, позволявшую ему создавать большое разнообразие возможных вселенных.

Утверждение Слайфера о том, что красное смещение больше для тусклых и далеких галактик, заставило Леметра склоняться к одной конкретной разновидности космологических моделей, в которой скорость галактики пропорциональна расстоянию до нее (закон Хаббла). Он должен был бы называться законом Леметра, но был впервые опубликован в 1927 году в бельгийском журнале, мало известном за пределами страны, и из-за цепочки случайностей не получил широкого распространения вплоть до 1931 года.

Впрочем, название статьи явно должно было привлечь интерес ученых из соответствующих разделов физической науки: «Однородная Вселенная постоянной массы и возрастающего радиуса, объясняющая радиальные скорости внегалактических туманностей». Леметр даже отправил экземпляр Эддингтону, на которого ложится большая часть вины за нераспространение информации об этой статье. А распространять было что. Вот ключевой момент текста:

Это именно тот закон, который ныне известен как закон Хаббла. Леметр использовал красные смещения Слайфера («радиальные скорости»), собранные Густавом Штромбергом в статье 1926 года, и расстояния на основе формулы, выведенной Хабблом в отношении воспринимаемой яркости (величины) галактики к расстоянию до нее. Это был очень грубый способ оценки расстояний, но для Леметра его было достаточно, чтобы определить соотношение между красным смещением и расстоянием: он пришел к результату в 575 км в секунду на 1 Мпк (сейчас он известен как постоянная Хаббла). Леметр тоже вычел скорость движения Млечного Пути, открытую Слайфером. Его результат настолько близок к полученному Хабблом пару лет спустя, что это вызывает резонные подозрения. Как пишет космолог Джим Пиблс в книге «Современная космология», «между этими двумя числами должна быть определенная связь». Правда ли, что тщеславный и напыщенный Хаббл решил вычеркнуть из истории Леметра так же, как он попытался сделать это со Слайфером? Если и так, это вполне в его духе.

Леметр вскоре получил возможность обсудить свою работу с Эйнштейном на научном собрании (Сольвеевской конференции) осенью 1927 года. Тридцать лет спустя в радиоинтервью он вспомнит, что Эйнштейн описал его модель как «недопустимую» с физической точки зрения, что бы там ни говорили уравнения, и показался ему очень плохо информированным об астрономических достижениях, в том числе красных смещениях Слайфера. Почти наверняка именно во время бесед с Эйнштейном Леметр впервые узнал о работах Фридмана. Несколько месяцев спустя, в 1928 году, на встрече Международного астрономического союза, де Ситтер тоже отмахнулся от малоизвестного бельгийского аббата.

Не огорчившись (или не слишком огорчившись), Леметр продолжил развивать свои идеи. Он не предпринимал титанических усилий по их продвижению, но 3 января 1929 года, пока Хаббл еще не опубликовал первые работы по красным смещениям и расстояниям, изложил на конференции в Брюсселе свое убеждение, что само пространство с течением времени расширяется и порождает красное смещение: это не доплеровский эффект, вызванный движением галактик сквозь космос. Как выразился ученый в работе 1927 года, красные смещения – это «космический эффект расширения вселенной».

Предав свои взгляды огласке и не получив признания, Леметр был по понятным причинам несколько разочарован, когда работы Хаббла и Хьюмасона всего несколько месяцев спустя были приняты научным сообществом и произвели фурор. Он написал Эддингтону, напомнив ему о своей статье 1927 года. Один из студентов Эддингтона Джордж Маквитти впоследствии вспоминал: «Я хорошо помню тот день, когда Эддингтон несколько смущенно показал мне письмо Леметра ‹…› Эддингтон признался, что, прочитав работу Леметра еще в 1927 году, совершенно забыл о ней и не вспоминал до того самого момента». Желая восстановить справедливость, 7 июня 1930 года Эддингтон опубликовал в журнал Nature письмо, в котором привлекал внимание общественности к работам Леметра, и организовал перевод на английский язык несколько пересмотренной версии работы 1927 года (теперь в ней упоминался Фридман, но, что интересно, отсутствовала оценка постоянной Хаббла) и ее публикацию в «Заметках Королевского астрономического общества» за 1931 год. Но еще до обнародования англоязычного варианта эта работа успела обрести популярность благодаря упоминаниям Эддингтона и де Ситтера, узнавшего о ней от Эддингтона. Именно тогда Леметр был признан крупнейшим ученым-космологом, и именно он смог вывести исследования на новый уровень, представив идею Большого взрыва.