2. Границы отодвигаются

Холодным февральским утром 1848 г. Эдгар Алан По читал лекцию под названием «О космографии Вселенной». Она проходила в государственной Нью-Йоркской общественной библиотеке. Присутствовало всего 60 человек, и они покинули зал разочарованными и озадаченными. И все же эта лекция и предшествующая ей работа послужили основой для поэмы в прозе «Эврика», в которой По демонстрирует личное понимание происхождения Вселенной. Некоторые воспринимают «Эврику» как пророческое произведение, предугадывающее новые научные открытия, другие — как произведение романтическое, очень личное или даже нарочито сатирическое. На первых страницах По восклицает: «Я вознамерился говорить о Физической, Метафизической, и Математической — о Вещественной и Духовной Вселенной: о ее Сущности, ее Происхождении, ее Сотворении, ее Настоящем Состоянии, и Участи ее». Он продолжает описывать Вселенную как непостоянную и изменяющуюся. Это в корне противоречило существующему в научном сообществе видению статичной Вселенной. За неимением доказательств По в своей поэме пытается быть убедительным за счет предположений. Тем не менее в 1848 г. было невозможно убедить кого-либо в состоятельности новой научной идеи без предоставления эмпирических доказательств. Научное объяснение нуждалось в поддержке расчетов и наблюдений. Конечно, По не проводил каких-либо научных изысканий. Но он был прав.

Более 80 лет понадобилось астрономам для того, чтобы подтвердить правоту По. В 1929 г. Эдвин Пауэлл Хаббл с помощью современного по тем временам 100-дюймового телескопа на станции Маунт-Вилсон в Южной Калифорнии открыл удивительную зависимость: чем дальше находилась галактика, тем скорее, судя по всему, она удалялась от нас. Его наблюдение имело смысл только в случае, если предположить, что Вселенная расширяется. «Эврика» получила подтверждение! Это открытие привело к коренному сдвигу в нашем понимании космоса, не менее важному, чем созданная Николаем Коперником в 1543 г. гелиоцентрическая модель мира. Идея расширяющейся Вселенной получила поддержку и обозначила появление принципиально новой картины космоса — XX в. преобразил нашу космическую карту.

Если эта история начинается с Эдвина Хаббла, заметим, что Альберт Эйнштейн для нашего главного героя играл роль важного антагониста. В то время как Хаббл, будучи астрономом, был занят пересмотром привычной модели Вселенной, основываясь на своих наблюдениях, Эйнштейн, знаменитый теоретик, ухватился за идею о неподвижной Вселенной. Сражение разыгрывалось не между Эйнштейном и Хабблом как отдельными учеными и даже не между теорией и наблюдениями, но между верой и доказательствами. В другой февральский день — на этот раз речь идет о 1931 г. — на семинаре в обсерватории Маунт-Вилсон (что было уместно, так как именно здесь Хаббл получил свои данные) Эйнштейн наконец признал, что он ошибался, и это утверждение шокировало всех собравшихся в зале слушателей, включая Хаббла. Репортер из газеты Associated Press написал, что «по библиотеке пронесся возглас удивления». Этот возглас символизировал то, что человеческий фактор играет важную роль в области научных исследований.

Но теперь, когда я раскрыла вам кульминационный момент, давайте вернемся к начинаниям Хаббла. 6 мая 1906 г. привлекательный 16-летний старшекурсник школы Wheaton High School в Чикаго побил рекорд штата Иллинойс по прыжкам в высоту. Газета Chicago Tribune сообщила, что юный Эдвин Пауэлл Хаббл взял высоту в 185 см, — возможно, это больше легенда, чем факт. Как подробно рассказывает Алан Лайтман, позднее в том же году Хаббл якобы выиграл медали за все прочие соревнования — от прыжков с шестом до толкания ядра и метания диска. Когда Хаббл получил стипендию, чтобы учиться в Чикагском университете, казалось, он вполне встал на путь профессионального атлета. Хаббл был хорошо сложен, его рост достигал 188 см, и он был невероятно амбициозен. Помимо привлекательных физических данных Хаббл обладал живым умом, был одарен глубоким мышлением, а также, по словам его сестры Люси, с ранних лет отличался высокомерием. Пусть и склонный к преувеличению своих способностей, Хаббл обладал пытливым умом и был весьма начитан. Он рано проявил интерес к астрономии, когда в возрасте восьми лет получил телескоп от своего деда Уильяма Джеймса. Похоже, первое знакомство с космосом произвело на него неизгладимое впечатление. После блестящих успехов в бакалавриате Чикагского университета он получил стипендию Родса для учебы в Оксфорде. Получение этой стипендии стало для Хаббла важной вехой, и годы жизни в Англии на всю жизнь превратили его в англофила. Чтобы угодить отцу, Хаббл изучал юриспруденцию в Королевском колледже, отказавшись от своей мечты продолжить изучение астрономии или математики во время пребывания в Соединенном Королевстве. Среди его современников, известных в будущем и получивших в том же году стипендию Родса, были корреспондент Элмер Дэвис, который в дальнейшем возглавил Бюро военной информации США во время Второй мировой войны, и математик и первопроходец в электронике Ральф Хартли. За годы, проведенные в Оксфорде, Хаббл стал щеголем, освоил английский, характерный для высших слоев общества, а также приобрел манеры, которые соответствовали аристократическому укладу. Он тщательно придерживался усвоенных привычек на протяжении всей жизни, включая курение трубки, — даже в процессе наблюдений в Маунт-Вилсон в свои последние годы.

Хаббл вернулся в Соединенные Штаты в 1913 г., вновь соединившись с семьей, и, предположительно, открыл юридический офис в Луисвилле, штат Кентукки, но оказалось, что он просто отложил свои мечты о космосе. Друзьям в Англии он писал, что занимается судебными делами, но на самом деле преподавал физику, математику и испанский язык в старшей школе в Нью-Олбани по другую сторону реки Огайо от Луисвилля. Его отец умер ранее в этом же году, так что Хаббл вернулся, чтобы помочь матери и младшим брату и сестрам. Хаббл был опустошен утратой. Но в то же время чувствовал себя освобожденным от деспотичного гнета ожиданий со стороны сурового отца. Он бросил работу в течение года после возвращения из Англии и вернулся в Чикагский университет, куда был зачислен как студент магистратуры в сфере астрономии.

До открытий Хаббла в любом уголке мира верили в статичную и неизменную Вселенную. В мифах о сотворении мира на протяжении тысячелетий народы пытались справиться с изменчивыми природными явлениями — дождем, громом, молниями, наводнениями и засухой, взывая к незыблемым небесам, статичному космосу. То, что мы видели в ночном небе одни и те же звезды, конечно, поддерживало эту веру.

В своей книге «О небе» Аристотель написал: «Ибо согласно [историческим] преданиям, передававшимся из поколения в поколение, ни во всем высочайшем Небе, ни в какой-либо из его частей за все прошедшее время не наблюдалось никаких изменений». Начиная с античных времен астрономы и философы (между ними достаточно долго не было никакой разницы) делили ночное небо на две категории: во-первых, неподвижные звезды, которые, по-видимому, восходят и заходят, однако с течением времени сохраняют свои приблизительные позиции, и, во-вторых, «блуждающие звезды», к которым относились планеты, Солнце и Луна.

Неподвижные звезды также входили в состав впечатляющих символьных систем в древних эллинистических и индийских астрологических традициях. Астрология, развитию которой в значительной мере способствовали наблюдения ночного неба, во многом проложила дорогу астрономии как современной научной дисциплине. Один из самых ранних документов, в котором упоминаются звезды и созвездия, — каталог, обнаруженный в астрологическом сборнике на латыни под названием «Книга Гермеса» (Liber Hermetis). Этот звездный каталог предположительно датирован 130 г. до н. э. В любом случае он, по-видимому, предшествует птолемеевскому (приблизительно 150 г. н. э.), хотя в нем присутствуют названия многих звезд, позже упомянутые в «Альмагесте». Птолемей указал 1020 неподвижных звезд вдобавок к тем, которые имелись в «Книге Гермеса», и они стали играть важную роль в эллинистической традиции.

Незыблемые небеса вдохновляли многих поэтов как метафора постоянства и неизменности в эфемерном и изменчивом мире. Такое представление о наличии неколебимого мира, пусть даже далекого и непостижимого, давало человеческой душе чувство стабильности. Что бы ни происходило, звезды оставались бессменными и молчаливыми свидетелями мимолетной драмы человеческой жизни. Вечные декорации мироустройства напоминали о предопределенном небесном происхождении космоса. Понятие незыблемости воспринималось человеческим воображением как достоверный факт, кроме того, было точкой опоры для накопленных человечеством знаний. В аллегорическом произведении Данте Алигьери «Божественная комедия» (XIV в.) восьмое небо, олицетворяющее рай, принадлежит неподвижным звездам, как и предполагал Птолемей.

Время жизни Шекспира (1564–1616) совпало с жизнью Джордано Бруно (1548–1600), Галилео Галилея (1564–1642), Тихо Браге (1546–1601) и Иоганна Кеплера (1571–1630). Все они были натурфилософами — или, как я назову их анахронически, первыми учеными. На Шекспира их открытия оказали огромное влияние. Доработка телескопа, которую осуществил Галилео, позволила значительно расширить обзор вовне и изменила наши знания о небесной сфере. Если же говорить о картине мира, в умах господствовала геоцентрическая теория, которую Птолемей выдвинул в своем «Альмагесте». Это был расцвет астрономической эры — и Шекспир часто прибегал к астрономии в своих рукописях. Он неоднократно обращался к неподвижным звездам в пьесах и сонетах. В сонете 21 неподвижные звезды обозначают непоколебимость любви:

Символика неподвижных звезд оставалась модной для английских поэтов эпохи романтизма. Перси Биши Шелли написал в 5-й песне своей поэмы «Королева Маб» в 1813 г.:

В этом стихотворении королева Маб и дух Ианте «возносятся на волшебной колеснице», чтобы показать «будущий рай человечества». Стихотворение необычно обилием сопроводительных комментариев — целых 93 страницы вдобавок к 86 страницам самой поэмы. Это пример увлечения Шелли наукой, с помощью которой он подкрепляет свои поэтические образы и употребляемые им пророческие элементы, используя свежие открытия и новые научные идеи. Здесь мы видим заметное отличие от попытки По убедить читателя лишь с помощью предположений.

Эйнштейн не был поэтом, да и писал в XX в., однако его не в меньшей степени очаровывали неподвижные звезды. За доказательствами мы можем обратиться не далее чем к его научной работе 1917 г. по теории космологии, в которой он в общих чертах обрисовывает суть известной сегодня новой теории гравитации — Общей теории относительности: «Космологические наблюдения к общей теории относительности». Сформулированные Эйнштейном так называемые уравнения поля всеобщей относительности объясняют, как материя и энергия создают гравитацию и как гравитация, в свою очередь, влияет на форму пространства и времени. Также в работе вводится космологическая постоянная, обозначенная греческой буквой «лямбда». Лямбда — противодействующая сила, которая сопротивляется притягивающей природе гравитации, — в формулировке Эйнштейна обеспечивала неподвижное положение в небе звезд и туманностей (в то время уже знали о галактиках). Эйнштейн утверждал, что можно выбрать значение лямбды для поддержания этого хрупкого баланса, который отвечал бы за неизменную Вселенную и ее постоянный размер. Введение этой константы стало весьма умным шагом с его стороны для защиты всех остальных наблюдений, которые подтверждали его ОТО. Отталкивающий эффект лямбды имел бы незначительное проявление при наблюдении в масштабах нашей Солнечной системы и показал себя только на огромнейших космических расстояниях. Такие масштабы в то время выходили за рамки эмпирической досягаемости.

В заключение своей работы Эйнштейн признает: «…последний [член лямбда] нам необходим для того, чтобы обеспечить возможность квазистатичного распределения материи, соответствующего фактическим малым скоростям звезд». Другими словами, у него не было объяснения, почему и как появилось понятие лямбды. Он обосновал свои измышления, заявив о необходимости соответствовать необычайно малым скоростям или видимому движению близлежащих звезд в отношении более далеких точек отсчета. Но добавленный им дополнительный член был не только способом скорректировать уравнение и представить теорию в лучшем виде. Мотивы Эйнштейна, которыми он руководствовался при изменении уравнения, свидетельствовали о продолжении культурной традиции и глубоко устоявшейся вере в статичную Вселенную.

Эйнштейн был убежден, что нашел в статичной Вселенной единственно возможное решение своих уравнений поля. Но в 1917 г. нидерландский физик Виллем де Ситтер доказал существование другого решения. Оно описывало пустынную Вселенную, лишенную всякой материи. Де Ситтер предложил новую модель Вселенной, основываясь на космологической теории Эйнштейна, и свой вариант скромно и почтительно именовал «Решением Б» в ответ на «Решение А» Эйнштейна. Геометрия пространства, которая является ключевой характеристикой в теории относительности Эйнштейна, не меняется во времени в Решении А Эйнштейна или новом Решении Б. Однако де Ситтер взял на себя смелость предположить, что содержание материи во Вселенной незначительно в сравнении с силой космологической постоянной Эйнштейна. В его решении из-за отсутствия материи во Вселенной направление ее развития полностью зависит от выдумки Эйнштейна — понятия космологической постоянной. Решение Б де Ситтера подразумевает два ошеломляющих вывода: измерения времени зависят от местоположения наблюдателя во Вселенной и туманности движутся эксцентрично — они стремительно разбегаются друг от друга, приводимые в движение исключительно мощной отталкивающей силой со стороны превалирующей космологической постоянной, и таким образом аннулируют действие гравитации.

Де Ситтер с интересом следил за успехами наблюдательной астрономии и знал об опубликованных в 1913 г. результатах наблюдений астронома Весто Мелвина Слайфера за удаляющимися туманностями. Эйнштейн не был в курсе эмпирических достижений в астрономии. В своей работе в 1917 г. де Ситтер отчитался о ряде исследованных туманностей, которые разбегались со скоростью несколько сотен километров в секунду. Эти наблюдения соответствовали прогнозу де Ситтера и, по его утверждениям, поддерживали таким образом Решение Б. Эти доводы не убедили Эйнштейна и других ученых. Они считали модель Вселенной де Ситтера абсурдной, так как она не содержала никакой материи! Даже несмотря на то, что Решение Б забраковали, работа де Ситтера приобрела статус фундаментальной, так как он открыл дорогу для новой, принципиально важной возможности — трактовать время в уравнениях Эйнштейна как переменную величину. Де Ситтер оформил и усовершенствовал концепцию постоянно развивающейся Вселенной. Тем не менее ему требовались решения, которые бы совпадали с реальной Вселенной — такой, которая явно содержит галактики, а не одну пустоту.

После того как де Ситтер проложил дорогу концепции изменяющейся во времени Вселенной, идея быстро проникла в умы, и другие ученые взялись за исследования в этом направлении. Одним из таких исследователей был советский ученый Александр Фридман, в 1922 г. начавший изучать решения уравнений поля, которые описывали Вселенную, содержавшую в себе материю и изменяющуюся с течением времени, то есть динамические модели космоса при наличии материи. Он отказался как от идей Эйнштейна, так и де Ситтера, и обнаружил ряд иных решений, включающих переменные, которые удовлетворяли уравнениям поля. В его модели Вселенная первоначально была крайне плотной, но с течением времени она расширялась и становилась все более разреженной. Эйнштейн ознакомился с работой Фридмана, но без долгих рассуждений отказался принимать ее всерьез, так как он был категорически не согласен с расчетами ученого. Отчасти по причине такого несогласия работа так и не получила широкого распространения среди читателей. Кроме того, Фридман умер всего три года спустя в возрасте 37 лет. В отсутствие сильных сторонников его идея осталась без внимания.

В действительности Эйнштейн был недоволен решениями и де Ситтера, и Фридмана, но причины недовольства слегка отличались. Решение де Ситтера он считал абсурдным, так как оно подразумевало пустую Вселенную, а решение Фридмана противоречило уверенности Эйнштейна в статичности Вселенной. В ответ Эйнштейн опубликовал несколько поспешно написанных (и ошибочных) статей, призванных выявить заблуждения обоих ученых. Но, когда были обнаружены ошибки в его собственных возражениях, он признал право на существование данных решений, хотя они его и не убедили. Таким образом, даже человек, которого многие считают эпохальным ученым, придерживался убеждений, не имеющих под собой рациональной базы, несмотря на то что в своей работе опирался на рациональное восприятие и логику. Вердикт Эйнштейна, согласно которому Вселенная должна была пребывать в статичном состоянии, оставался непоколебимым до тех пор, пока не появились неопровержимые эмпирические доказательства противного.

Теория и наблюдения в астрономии до сей поры шли параллельно, но неожиданно на сцену вышел европейский священник, который заставил их пересечься. Ничем не примечательный молодой бельгийский священник и физик Жорж Леметр установил принципиально важную взаимосвязь между приведенными выше отвлеченными теоретическими решениями и эмпирическими данными, которые наконец убедили принять выводы Хаббла. Во время своей работы в Гарвардской обсерватории в 1924–1925 гг. Леметр осознал масштабные перспективы сведения в единое целое теории и результатов наблюдений. Он присутствовал на ежегодном собрании Американского астрономического общества в Вашингтоне в 1925 г., где услышал о первом крупном открытии Хабблом существования других галактик помимо нашей собственной. Кроме того, Леметр знал об астрономе Слайфере, бывшем фермере из Индианы, и был знаком с его выводами об удаляющихся туманностях. Леметр заметил, что эти два наблюдения при их сопоставлении подразумевают расширение Вселенной. И у него случилось озарение. Постепенно обрастала деталями идея провести эмпирический тест, цель которого — получить веские доказательства, необходимые для подтверждения теоретической гипотезы о расширяющейся Вселенной. После возвращения в Левен (Бельгия) он разработал модель динамичной Вселенной наподобие работы Фридмана, хотя и не имел ни малейшего понятия о его идеях. Дальновидный Леметр, на два шага опережая всех ученых, сразу же принялся сопоставлять возможные последствия результатов Хаббла и потенциальное использование новооткрытых галактик для проверки характеристик Вселенной. Он стремился проверить, находится ли наблюдаемая нами Вселенная в согласии с ОТО. В своей статье от 1927 г. Леметр спрогнозировал, что скорость, с которой туманности от нас удаляются, пропорциональна расстоянию между нами и туманностью, и подытожил: «Скорости удаления внегалактических туманностей представляют собой космический эффект расширения Вселенной». Линейная зависимость, согласно которой скорость удаляющихся туманностей пропорциональна расстоянию до них, стала качественно новым выводом, ранее не упомянутым Фридманом. Теперь появились четкие предпосылки для теоретических решений, которые можно было бы напрямую сопоставить с астрономическими наблюдениями. Леметр не знал о расчетах Фридмана, статья которого канула в Лету. К сожалению, Леметр опубликовал свою эпохальную идею на французском языке в малоизвестном научном журнале «Вестник Научного общества Брюсселя» (Annals of the Scientific Society of Brussels). И хотя в 1928 г. в Кембридже он входил в круг великих умов, таких как Артур Стенли Эддингтон, сам Леметр, гигант мысли британской элиты астрофизиков, не смог привлечь к своей работе большого внимания. Теоретическая концепция динамической Вселенной появилась в научной литературе в 1928 г., но осталась незамеченной и не имела какого-либо влияния.

Теперь мы возвращаемся в 1912 г., в мир наблюдательной астрономии, на фоне которой развернутся приведенные выше теоретические свершения. Астрономы-наблюдатели гораздо раньше обнаружили указания на динамический характер Вселенной. Как было сказано выше, первым ключом к разгадке послужили измерения Слайфером скорости туманностей, которые он осуществил с помощью 24-дюймового телескопа в Обсерватории Лоуэлла в штате Аризона в 1912 г. Главным техническим прорывом в то время стало использование фотопластинок в телескопе, которые позволяли фиксировать изображения слабо видимых астрономических объектов. Уже в 1840 г. удалось успешно получить изображение небесного тела, однако понадобилось куда больше времени, чтобы этот метод достиг совершенства. Еще 50 лет потребовалось для фиксации изображения тусклых звезд и неярких туманностей, которые нельзя увидеть невооруженным глазом. К началу 1900-х гг. наблюдатели регулярно оснащали телескопы камерами и другими приборами, например спектрографами: с помощью разложения света на составляющие его длины волн они показывают химический состав наблюдаемых объектов. Исследователи наводили телескопы на конкретные объекты и собирали свет в течение длительного времени. Свет на пластинке, регистрировавшей местоположение и яркость объектов, фиксировался как негативное изображение — в виде темных пятен.

Эта революционная технология позволила астрономам фиксировать слабые удаленные объекты, используя длинную экспозицию. Изображения на пластинке означали, что у астрономов появились надежные доказательства того, что они видели. Фотопластинки позволяли исследователям анализировать наблюдения и производить измерение характеристик объектов на фотографическом кадре. При наличии материальных данных наблюдений астрономы могли изучать фотопластинки при свете дня. Фотоизображения также способствовали обмену наблюдениями. Самое важное — появилась возможность откалибровать измерение яркости объекта, сделались доступными количественные статистические исследования. В частности, теперь можно было обнаружить и подтвердить с помощью повторного наблюдения перемещение объектов. Также появилась возможность измерять и документировать количественные доказательства, взятые из объективного источника — фотопластинок, в то время как ранее приходилось полагаться на хоть и тренированные, но все же потенциально пристрастные глаза астронома. Хотя в наши дни все это и не выглядит масштабным достижением, в такой сфере, как астрономия, где нельзя осуществить управляемый лабораторный эксперимент, это был настоящий прорыв. Оборудование, которое снижало зависимость от субъективного наблюдателя и автоматически регистрировало данные, максимально приблизило космологические наблюдения к качественным экспериментальным данным.

Фотопластинки, несомненно, стали важнейшими инструментами, ускорившими открытие расширяющейся Вселенной. Они зафиксировали первые материальные изображения ночного неба, которые можно было анализировать, хранить и снова включать в работу в рамках исследования и анализа. Они передавали подробное изображение ночного неба, что способствовало более тщательному изучению отдельных объектов.

Фотопластинка, предшественница фотопленки, представляет собой стеклянную пластину, покрытую фоточувствительной эмульсией, состоящей из соединений серебра, на которой можно фиксировать изображение. Пластинки были в употреблении в астрономии до 1990-х гг., так как они прочнее пленки, их сложнее помять или свернуть. Во многих известных астрономических исследованиях объекты регистрировали на пластинках. До изобретения цифровых камер фотопластинка была главным рабочим компонентом астрономического сообщества.

Фотография славится долгой и богатой историей, но если говорить о ее значении в нашем контексте, то главной здесь будет роль, которую она сыграла в фиксации изображений ночного неба. Фотографии астрономических объектов стали использоваться в научных целях в середине XIX в. Для снимков тусклых астрономических объектов была необходима длительная экспозиция и телескопам требовалась устойчивая опора, а также возможность постоянного перемещения для компенсации вращения Земли. Фокусировка телескопа на фиксированном участке неба в течение длительного времени стала непростой технической задачей. Изобретатель дагерротипии Луи-Жак Манде Дагер снял первое фото Луны в 1839 г. Луна выглядела как пуховый комок из-за сложностей с отслеживаем объекта при длительной выдержке. Уильям Крэнч Бонд и Джон Адамс Уиппл сделали первую фотографию звезды 17 июля 1850 г. с помощью 15-дюймового телескопа Гарвардской обсерватории, который все еще покоится в своей башне по адресу Гарден-стрит, 60, в Кембридже, в кампусе Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики.

Затем в 1871 г. Ричард Мэддокс изобрел легкую желатиновую пластину с эмульсионным слоем. Путем проб и ошибок, работая с различными материалами, он обнаружил, что пластинки, покрытые бромистым кадмием и нитратом серебра, закрепляемые с помощью желатина, имеют невероятную светочувствительность. Джон Гершель, сын астронома Уильяма Гершеля, создал первую фотографию на стеклянной пластинке и ввел в обращение термины «позитив» и «негатив». Джон Гершель по праву заслужил титул выдающегося ученого, и его авторитетное исследование «Предварительные рассуждения об изучении натуральной философии» (Preliminary Discourse on the Study of Natural Philosophy) было опубликовано в 1831 г. в «Кабинетной энциклопедии» (Cabinet Сyclopaedia) Дионисия Ларднера. Работа, формулирующая метод научного исследования, вдохновила многих ученых, включая натуралиста Чарльза Дарвина. Гершель разработал технику покрытия стеклянной пластины с одной стороны желатиновой эмульсией, содержащей микрокристаллы высокочувствительного составного галогенида серебра. Размер кристаллов определяет чувствительность, контрастность и разрешение изображения. При воздействии света эмульсия постепенно темнеет, запечатлевая рисунок и оставляя негативный отпечаток.

К началу 1900-х гг. применение фотопластинок в астрономии стало повседневной практикой. Для обработки снимков требовалась напряженная ручная работа, и с этой целью Эдвард Пикеринг, директор Гарвардской обсерватории, нанял группу женщин-исследователей, среди которых была Генриетта Суон Ливитт (и их работа имела решающее значение для миссии Хаббла), за зарплату 25–30 центов в час. Пикеринг нанял Ливитт и других женщин с высшим образованием для работы в рамках его амбициозного исследования, целью которого были каталогизация и точное измерение яркости и цвета каждой звезды на небе. В 1950-х гг. Лаборатория научных вычислений имени Томаса Дж. Уотсона, основанная в Колумбийском университете, в сотрудничестве с IBM первой внедрила автоматизированный способ измерения астрономических пластин, и таким образом машины в итоге заменили человеческие ресурсы и взяли на себя функции счетных устройств. Автоматизация процесса измерения пластин в дальнейшем способствовала извлечению данных из целого ряда исследований, посвященных крупным участкам небесной сферы.

Мощность телескопов и фотопластин стала тем инструментом, который внезапно сделал невидимое видимым, придал осязаемую форму эфемерному и навсегда запечатлел то, что ранее было мимолетным. Эти разработки раздвинули горизонты, повысили объективность и доработали способ превращения информации в доказательную основу. Астрономические наблюдения превратились в двигатель открытий, предоставляя фактический материал, иллюстрирующий космические явления.

Именно Слайфер, которого мы упоминали выше, с помощью нового наблюдательного оборудования нашел одну из первых зацепок: в 1912 г. он обнаружил, что туманность Андромеды, судя по всему, стремительно движется в нашем направлении с довольно существенной скоростью около 300 км/с, что составляет около 1 млн км/ч. В 1914 г., при ее измерении, он выяснил, что несколько других туманностей также движутся с высочайшей скоростью, но уже в противоположном от нас направлении. Эти скорости было невозможно себе представить. Например, в 1912 г. на гонках «Индианаполис-500» самый быстрый автомобиль, который первым пришел к финишу, двигался со средней скоростью всего 129 км/ч. Отчасти изумление, которым сопровождались подобные наблюдения, было вызвано абсолютной невозможностью человеческого воображения охватить такие колоссальные скорости.

Внешние галактики (которые в то время называли внегалактическими туманностями) считались скоплениями звезд, которые либо были слишком тусклыми, либо располагались слишком близко друг к другу, чтобы их можно было рассмотреть по отдельности невооруженным глазом. Сегодня нам известно, что галактики, подобные нашему Млечному Пути, состоят из сотен миллиардов звезд, газа и пыли и что во Вселенной помимо нашей есть миллиарды и миллиарды других галактик. Во времена Слайфера точное расстояние до туманностей оставалось неизвестным, и один из вопросов, который часто вызывал дебаты среди астрономов, звучал так: располагались ли эти далекие туманности внутри нашей Галактики или же они были «островами во Вселенной» за пределами Галактики? Предполагаемый размер Вселенной в те дни, как и сегодня, определялся по видимой границе — насколько далеко мы можем проникнуть взглядом с помощью самых передовых из имеющихся инструментов. Что касается концепции, то представление о туманностях как изолированных в космосе скоплениях звезд не было чем-то новым. Английский астроном Томас Райт (1711–1786) сформулировал эту концепцию еще в 1750 г. Райт, который на протяжении всей жизни был поглощен желанием примирить свои религиозные и научные взгляды, воспринимал такие астрономические объекты в рамках космотеологического мировоззрения. До измерения космических расстояний существовало предположение, что любой объект Вселенной очень похож на другой, и поэтому, если считать, что все звезды приблизительно такие же яркие, как Солнце, самые тусклые кажутся таковыми, так как просто находятся гораздо дальше. Следовательно, расстояния до них можно измерить, сравнив их с яркостью Солнца. Однако предположения изобретательного Райта выходили за пределы Млечного Пути: он представлял, что туманности могут находиться и вне нашей обитаемой Галактики.

Современник Райта философ Иммануил Кант всеми силами поддерживал это утверждение о существовании множества внешних туманностей за пределами нашей собственной Галактики, называя их «островными Вселенными». В трактате «Общая естественная история и теория неба» (Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels), опубликованном в 1755 г., Кант написал (согласно переводу): «Мы видим, что существуют похожие звездные системы (звезды туманностей, туманности), которые разбросаны в космосе на бесконечных расстояниях, и что мироздание во всем своем необъятном величии повсюду организовано в системы, члены которых связаны друг с другом… Впереди лежит широкий простор для открытий, и наблюдения сами по себе послужат ключом к разгадке».

Хаббл в своих Силлимановских лекциях, с которыми он выступал в Йельском университете в 1935 г. (они были опубликованы под названием «Царство туманностей»), описал гипотезу Райта: «Единая звездная система, изолированная во Вселенной, не удовлетворяла его философскому складу ума. Он вообразил другие похожие системы и для видимых свидетельств их существования обратился к таинственным облакам, называемых туманностями».

Астрономы стали изучать туманности, и Слайфер к 1914 г. измерил скорости 13 из них, воспользовавшись изменением длины световой волны, которая возникает из-за движения источника относительно нашего местоположения. Подобно более частому и высокому звуку сирены приближающейся «скорой помощи», спектр света, излучаемый телом, которое движется в нашу сторону, перемещается ближе к синему краю (синее смещение). Напротив, когда излучающий свет объект движется в противоположном от нас направлении, длина волны смещается в красную часть спектра — возникает красное смещение. С помощью этого явления, известного как эффект Доплера, которое дает возможность обнаружить приближение или удаление космических объектов, Слайфер вычислил, что туманности в основном удаляются от нас со скоростью приблизительно 600 км/с, что существенно выше скорости любого известного объекта Солнечной системы. В течение следующих восьми лет он собрал данные о более чем 40 подобных туманностей и обнаружил, что все они, судя по всему, постепенно удаляются, исключение составила лишь туманность Андромеды. Астрономы, среди которых был и Хаббл, задумались над результатами Слайфера, и даже такие выдающиеся теоретики, как, например, Эддингтон, были озадачены подобными огромными скоростями. Эти измерения было непросто интерпретировать, но все признали, что они имеют значение и требуют дальнейшего изучения и осмысления. На тот момент никто не понимал, что речь идет о внегалактических туманностях, так как не было принципиально важных данных — насколько далеко они находятся от Земли.

В 1912 г. Ливитт в Гарвардской обсерватории совершила важнейший прорыв. Директор обсерватории Пикеринг планировал исследовать широкую область ночного неба и, следовательно, был заинтересован в сборе статистики астрономических объектов, в то время как Слайфер углубился в длительное изучение отдельных галактик. Женщины с увеличительным стеклом в руке, привлеченные Пикерингом в качестве рабочих ресурсов, корпели над анализом фотопластинок, занимаясь скрупулезными измерениями. К тому времени фотопластинки были довольно чувствительными, и на каждой из них было запечатлено более тысячи звезд в виде темных пятнышек. Армия женщин Пикеринга, его человеческие компьютеры, занимались утомительной задачей — измеряли и записывали параметры изображения самых ярких звезд.

Астрономы догадались, что при наличии информации об истинной яркости звезды силу ее свечения можно было бы использовать для того, чтобы определить расстояние до Земли. Например, нам известно, что яркость лампочки — 60 Вт, если же она в четыре раза тусклее, мы можем сделать вывод, что она находится в два раза дальше, чем такая же лампочка у нас над головой. Но для подобного сравнения необходимо стандартизировать источники света. Ливитт просто обнаружила набор подобных «звездных лампочек» с известной мощностью в ваттах (так называемые стандартные свечи), иначе говоря, переменные звезды цефеиды. Хотя идея рассматривать переменные звезды в качестве эталонов светимости может показаться парадоксальной, изменение их яркости характеризуется удивительной регулярностью, что позволяет использовать такие объекты в качестве калибровочного инструмента. Яркость этих звезд циклично изменяется регулярным и предсказуемым образом, варьируя от нескольких дней до нескольких месяцев. Ливитт обнаружила зависимость между яркостью цефеид и периодом пульсации. Она вела кропотливую работу по исследованию небольших изменений на многочисленных фотопластинках одного и того же участка неба. Более яркие звезды выглядели как более крупные темные пятна. Она сравнивала размеры таких темных пятен с размерами изображений на калибровочной шаблонной пластинке — проверяла одну за другой отдельные звезды на предмет изменения их яркости. Изучив сотни пластинок, Ливитт стала авторитетным экспертом в вопросах измерения яркости звезды, запечатленной на фотопластинке. Она искала переменные звезды, яркость которых изменялась бы регулярно через фиксированные интервалы времени. Для сравнения пластинок одного и того же участка неба, снятого в разное время, их приходилось совмещать с позитивом того же кусочка неба, снятым в другой день. Если черные и белые пятна на негативном и позитивном изображениях не совпадали должным образом, Ливитт определяла звезду как переменную. После скрупулезной работы в 1908 г. она заявила об открытии 1777 новых переменных звезд в Магеллановом Облаке в Южном полушарии. В самом конце статьи, опубликованной в циркуляре Гарвардской обсерватории, она перечисляет 16 особых звезд (позднее причисленных к цефеидам), «более яркие из которых характеризуются более длительными периодами». Так как все эти звезды находились в одном и том же «облаке» или туманности и, следовательно, приблизительно на одном расстоянии от Земли, она смогла заключить, что их периоды должны быть связаны с их свечением, а не расстоянием до них. Более яркие цефеиды имели более длительные периоды. Обработав эти данные, Ливитт поняла, что может измерить расстояние до этих цефеид. Поскольку две такие звезды с одинаковой светимостью имеют одинаковый период, если одна кажется ярче другой, она определенно находится ближе к нам. Причина проста: яркость ослабевает обратно квадрату расстояния. Звезда в два раза более далекая, чем другая, но с одинаковой видимой яркостью излучает в четыре раза более мощный поток света. Предложенный Ливитт метод измерения расстояний, таким образом, включал следующие этапы: измерить период цефеиды и ее видимую яркость, воспользоваться соотношением периода и блеска для оценки ее объективной яркости, а затем сравнить объективную и видимую яркость для вычисления расстояния до нее. Никто, кроме Ливитт, не был в состоянии найти цефеиды, так как, работая «человеческим компьютером», она проанализировала больше пластинок — и больше звезд, — чем любой из ее конкурентов.

Конечно, для рабочего метода Ливитт необходима была калибровка. Требовался образец цефеид, расстояние до которых можно было бы измерить с помощью другого независимого метода, например параллакса. К сожалению, во всем Млечном Пути на тот момент не было известно ни одной достаточно близкой цефеиды, расстояние до которой можно было бы измерить с помощью параллакса. Единственным путем решения проблемы была попытка воспользоваться статистикой, рассчитав параллаксы цефеид Млечного Пути. Началась охота за цефеидами. Харлоу Шепли, «золотой мальчик» Маунт-Вилсон, стал искать их в самых разных точках нашей Галактики и, отыскав, в 1920 г. сделал (неверный) вывод, что все туманности лежат в пределах нашей Галактики. Позже он использовал цефеиды в шаровых звездных скоплениях, чтобы показать, что Млечный Путь — это гигантская звездная система, которая значительно больше, чем кто-либо предполагал ранее. Таким было первое успешное практическое применение метода измерения расстояния с помощью переменных цефеид, и Шепли употребил его для вычисления размера нашей Галактики.

Для расширения сферы применения метода Ливитт астрономам нужно было продолжить поиски данной конкретной категории звезд во внегалактических туманностях, чтобы оценить расстояние. Метод определения расстояния по цефеидам, изобретенный Ливитт, в скором времени сделался стандартным мерилом космоса. Так обстояли дела, когда амбициозный и энергичный Хаббл прибыл в Калифорнию, чтобы взглянуть через самый мощный в мире телескоп. Еще до окончания аспирантуры в Чикагском университете в 1917 г. с диссертацией под названием «Фотографические исследования тусклых туманностей» Хаббл получил приглашение на работу — на должность исследователя в обсерватории Маунт-Вилсон в Южной Калифорнии. Он отсрочил его на один год для участия в Первой мировой войне. В итоге он отложил свое возвращение на несколько лет, тем не менее рабочее место все еще его ожидало. В это время в эмпирической астрономии господствовали институты Западного побережья. Обсерватория Маунт-Вилсон под управлением Института Карнеги (Вашингтон) и Ликская астрономическая обсерватория на горе Гамилтона, принадлежащая Калифорнийскому университету, представляли собой авангард — в их распоряжении были лучшие телескопы и возможности. Наиболее мощными телескопами были 36-дюймовый телескоп-рефрактор Кроссли в Ликской обсерватории и 60-дюймовый рефрактор в Маунт-Вилсон. Хаббл не смог бы предугадать более благоприятный момент, ведь, когда он вернулся в астрономию, оставалось всего несколько недель до завершения работ по установке в Маунт-Вилсон нового 100-дюймового телескопа Хукера, который в скором времени должен был стать крупнейшим в мире. В 30-летнем возрасте полный амбиций Хаббл получил доступ к лучшему оборудованию. Можно сказать, все звезды сошлись, так как два его потенциальных конкурента, Гебер Кертис и Шепли, как раз перед его приездом переехали из Калифорнии и вскоре, соответственно, освободили для него место. Кертис и Шепли увязли в спорах, являются ли туманности вселенными-островами, как наша собственная, или же они просто группы звезд, которые являются неотъемлемой частью нашей Галактики. Они расходились в вопросе о размерах Млечного Пути и расстояния до туманностей. Кертис не принимал уравнение период-светимость Ливитт, в то время как Шепли с успехом использовал его для определения размера Млечного Пути. Кертис, желавший фотографировать спиральные галактики с равными интервалами для поиска новых звезд и переменных — как в конце концов это сделал Хаббл, — вышел из борьбы, покинув Ликскую обсерваторию в 1920 г., чтобы стать директором обсерватории Аллегейни в Пенсильвании, где он не мог заниматься данной исследовательской программой. Тем не менее два года, в течение которых Хаббл и Шепли пересекались в Маунт-Вилсон, стали началом их соперничества, которое продолжалось на протяжении всей жизни. Затем Шепли уехал в Кембридж и после испытательного срока стал директором Гарвардской обсерватории. Несмотря на то что ученые не переносили друг друга, они поддерживали постоянную переписку — расчетливый и проницательный Хаббл всегда делился своими идеями и открытиями с влиятельным и авторитетным Шепли.

Хаббл решил взяться за задачу измерения расстояния до туманностей. С помощью метода Ливитт он начал искать цефеиды. Для этого понадобились долгие одинокие ночи наблюдений вместе с ассистентом — приходилось сидеть на платформе рядом с телескопом, со 100-дюймовым зеркалом, и следить за звездами. Хаббл надевал теплую одежду и, как только телескоп фокусировался на нужном участке, зажигал трубку и сидел сгорбившись, наблюдая, как над ним медленно проплывают небеса. В одну из этих небесных вахт он, к своей радости, обнаружил цефеиду в туманности Андромеды (наша ближайшая из соседних галактик) и успешно вычислил, что расстояние до нее составляет 900 000 световых лет, а это в три раза превышает размер нашей Галактики, по расчетам Шепли, который использовал тот же метод внутри Млечного Пути.

Это ясно показало, что туманность Андромеды является внешней галактикой, расположенной далеко за пределами нашей собственной. Хаббл продолжил работу, измерив расстояния до нескольких других туманностей, и выявил, что все они расположены вне пределов Млечного Пути. Таким образом, он установил существование настоящих внегалактических туманностей. Хаббл тщательно и терпеливо работал над своей программой исследования спиральных галактик. Его первым крупным открытием и заявкой на славу стало определение точных расстояний с помощью цефеид до туманности NGC 6822 (где он нашел 11 переменных звезд) и туманности Андромеды (в этот раз он выявил еще 11 переменных звезд), которое показало, что они находятся в 700 000 и 1 млн световых лет от нас соответственно. Эти громадные расстояния, значительно превосходящие размер нашей Галактики, подразумевали, что они были внешними по отношению к Млечному Пути. Хаббл оставил свой след в истории, раз и навсегда разрешив в 1925 г. злосчастный спор между Кертисом и Шепли.

Наша Галактика отнюдь не уникальна, она всего лишь одна из галактик, которых множество во Вселенной. На тот момент не только Земля воспринималась всего лишь как одна из планет, вращающихся вокруг Солнца, но и Млечный Путь стал просто одной из многочисленных галактик. Глубоко укоренившееся мнение, согласно которому мы занимаем во Вселенной особое место, рассеялось как дым. Это понимание стало началом другой, куда более радикальной, перестройки нашей карты знаний о космосе.

Репутация Хаббла после этого открытия надежно закрепилась в астрономическом сообществе. Воспользовавшись своей выучкой адвоката, он был крайне осторожным и внимательным наблюдателем, который неизменно просчитывал, как лучше представить свои результаты, — и редко спешил. Хаббл принимал все меры предосторожности, старательно добивался расположения возможных недругов и конкурентов и стремился подготовить железные аргументы для убеждения скептиков в истинности своих наблюдений. Кроме того, он никогда не пытался интерпретировать свои наблюдения в фокусе какой-либо конкретной теоретической модели — оставлял эту задачу на откуп теоретикам и другим специалистам. Продолжая определять расстояния до нескольких других галактик, Хаббл в итоге увидел зарождающуюся модель удаления галактик в зависимости от их расстояния до нас.

Не так легко было выявлять и изучать цефеиды, если они находились за пределами 5 млн световых лет, даже несмотря на беспрецедентную чувствительность 100-дюймового телескопа. Хаббл вырвался вперед, применяя классы некоторых из самых ярких звезд — классы О и В — в качестве эталонных единиц силы света (стандартных свечей). При наличии данной методологии и лучшего возможного оборудования под рукой он постепенно обратил внимание на туманности Слайфера, удаляющиеся от нас. Хотя у Хаббла был доступ к данным Слайфера, он не был знаком с теоретическими работами Фридмана и Леметра. Непохоже, что Хаббл вообще встречал где-либо идею расширяющейся Вселенной или знал, как интерпретировать свои данные в свете подобной теории. Теория двинулась в сторону радикально новой картины Вселенной как изменяющейся структуры. Это был огромный скачок с философской и интеллектуальной точки зрения, так как подразумевалось, что каким-то образом пространство само по себе растягивалось — концепция, которую было очень сложно принять.

С помощью самых точных инструментов того времени на базе лучшей в мире астрономической обсерватории Хаббл осуществил невозможное. В 1929 г. он представил свои данные и данные Слайфера и показал, что есть прямая зависимость между скоростью удаления туманности и ее расстоянием до нашей планеты. Таким образом, туманность на двукратной дистанции удаляется с двукратной скоростью. Эта зависимость сегодня известна как закон Хаббла. Постоянная, которая связывает скорость и расстояние, именуется постоянной Хаббла. Однако данные, которые Хаббл представил в рамках первоначального исследования 24 туманностей, выражали слабую тенденцию и были не очень убедительными. С уверенностью, основанной на прежних успехах, перестав играть роль сверхосторожного ученого, он смело заявил, что данные на графике в его работе указывают на существование подобной зависимости. Он совершил своего рода прыжок веры, заявив о данной зависимости, и, несмотря на все амбиции и рвение, после этого знаменательного открытия Хабблу и астрономическому сообществу понадобилось несколько лет, чтобы принять его и осознать значение. Только перейдя к исследованию галактик, расположенных на куда большем расстоянии, чем упомянутые в его первой работе, Хаббл смог подготовить убедительную аргументацию для линейной зависимости, которую продемонстрировал в работе, написанной совместно с Мильтоном Хьюмасоном в 1931 г. Понадобились теоретические модели Леметра и наблюдения Хаббла и Хьюмасона, чтобы астрономы признали революционность выводов Хаббла. При всем при этом он сохранял скептическое отношение к интерпретации расширяющейся Вселенной, несмотря на свою роль первооткрывателя решающих свидетельств в пользу данной теории.

Глобальное переустройство нашего мировоззрения в 1931 г. шло полным ходом. Хаббл предугадал будущее — появлялись все более и более значительные открытия, перевернувшие наше мнение о стабильном и неподвижном космосе. Теперь мы впервые взглянули на нашу беспокойную Вселенную.

Чтобы понять, что происходило при встрече теории с наблюдениями, нам нужно вернуться к математическому решению Леметра уравнений Эйнштейна. Теоретический прогноз Леметра, согласно которому скорости удаления туманностей пропорциональны их расстоянию, предполагает Вселенную, в которой масса ровно распределена, поскольку в этом случае происходит единообразное расширение одновременно во всех направлениях. Решение Леметра недействительно, если во Вселенной есть участки, в которых масса распределяется сгустками: его модель требует, чтобы Вселенная была однообразной и более или менее однородной. Данные, собранные Хабблом и Слайфером, простирались не далее 6 млн световых лет и показывали, что пространство заполнено галактиками и едва ли однородно. Наше нынешнее понимание распределения материи во Вселенной показывает, что гипотеза однородности действительна только в куда более значительных масштабах, чем те, которыми изначально мыслил Хаббл. В тех гигантских масштабах, которые нам доступны сегодня, сгустки в виде отдельных галактик начинают теряться — точно так же, как наша кожа, состоящая из клеток, кажется гладкой.

Согласно Леметру, в меньших масштабах, в которых производили свои измерения Хаббл и Слайфер, Вселенная не обязана быть единообразной и едва ли возможна линейная зависимость между скоростью удаления и расстоянием. Хаббл, не знакомый в 1929 г., когда он писал свою работу, с прогнозами модели Леметра, просто выдвинул смелое предположение, оказавшееся истинным. Фактически только после выхода на расстояние в 100 млн световых лет Хаббл и Хьюмасон обнаружили куда более убедительные доказательства линейной зависимости. Данные в их совместной работе от 1931 г. обосновывают выявленную зависимость, так как они охватили большие масштабы и рассмотрели условия, при которых становится верным решение Леметра. Хаббл не интерпретировал линейную зависимость как признак и следствие однородной расширяющейся Вселенной. Он понимал только то, что его выводы имеют большое значение для космологии. Реализацию далеко идущих последствий своих результатов он возложил на плечи теоретиков, преимущественно Леметра с опорой на Эддингтона. В своей работе 1931 г. Хьюмасон и Хаббл, пусть и мимоходом, упоминают теоретическую модель де Ситтера. Так совпало, что Слайфер зафиксировал почти все случаи красного смещения из упомянутых в работе Хаббла 1929 г., хотя Хаббл и не признавал его. Соперничество отражалось в таких, на первых взгляд незначительных, попытках игнорирования и отказе проявить искреннее уважение. Эта неприятная практика, ведомая конкуренцией, гонкой за возможностью опубликоваться первым и неосознанным — или порой намеренным — отказом признавать труды других под влиянием личных амбиций, к сожалению, сохранилась и сегодня. Подобные упущения — результат соревнования за право первым опубликовать новые открытия и получить признание.

Хаббл был закоренелым ученым-экспериментатором и полностью опирался на данные. Однако он весьма отчетливо осознавал необходимость теоретического каркаса и в своей работе «Царство туманностей» (The Realm of Nebulae) размышлял: «Наблюдения и теория неразрывно связаны, и бесполезно пытаться их полностью разделить. Наблюдения всегда связаны с теорией».

По мере того как ажиотаж вокруг наблюдений только рос с появлением новостей о все большем и большем количестве разбегающихся туманностей, Леметр решил, наконец, продвинуть свои научные труды. Он отправил Эддингтону вторую копию работы, написанной в 1927 г. после публикации Хабблом в 1929 г. его данных. Эддингтон, получив цельную картину, настоятельно порекомендовал Леметру опубликовать его статью на английском языке в солидном и популярном среди широкой публики журнале Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, а также лично занимался продвижением его модели. Заступничество Эддингтона в конце концов привлекло внимание Эйнштейна. Ранее, в 1927 г., Эйнштейн жестоко раскритиковал работу Леметра. «Ваши расчеты верны, — сказал он. — Но ваши представления о физике внушают отвращение».

В этот момент Эйнштейн вспомнил работу Фридмана, которую ошибочно раскритиковал, и обратился к модели расширяющейся Вселенной. После проведенного в 1931 г. Хабблом семинара в библиотеке Маунт-Вилсон Эйнштейн сделал публичное заявление: он, по сути, признал, что ошибался относительно статичной Вселенной и не было никакой нужды в дополнительной константе, которую он добавил в свои уравнения. Журналист Джордж Грей, вскоре рассказавший о мероприятии в журнале Atlantic, описал открытие как «революционно новую картину космоса — Вселенную в процессе расширения, огромный надувающийся пузырь, который распухает, растягивается и превращается в тонкую паутину».

Появилась новая трактовка истории Вселенной, с хронологическим началом, после которого продолжалось ее расширение. 7 сентября 1932 г. отчет помощника директора Музея Филадельфии Института Франклина Джеймса Стокли для The New York Times начинается со следующей цитаты Эддингтона: «Сегодня расширяющаяся Вселенная занимает свое прочное место в науке». Леметр представил элегантную теоретическую основу, позволявшую интерпретировать расширение, обнаруженное Хабблом в процессе наблюдений. Хабблу было нелегко принять данную интерпретацию своей линейной зависимости как свидетельство расширяющейся Вселенной. Он явно демонстрирует это в аннотации к своей работе от 1936 г. «Влияние красного смещения на распределение туманностей»: «Высокая плотность предполагает, что расширяющиеся модели представляют собой вынужденную интерпретацию данных».

И все-таки благополучное разрешение сомнений Эйнштейна и Хаббла относительно судьбы Вселенной свидетельствует не только о важной роли теорий и доказательств, но и о том, что личные убеждения порой тяжело преодолеть даже ученым, имеющим перед глазами соответствующие подтверждения. Интерпретация данных вызывала у Хаббла беспокойство. Он не был уверен, связано ли на самом деле красное смещение спектров отдаленных туманностей с их скоростью, так как именно это являлось исходной точкой интерпретации Вселенной как однородной и расширяющейся. По его мнению, гипотеза, согласно которой красное смещение не связано со скоростью, в отсутствие удовлетворительных и убедительных толкований представляет собой куда более целесообразную версию. Хаббл чувствовал, что существует выбор — принять статичную Вселенную или потенциально новый физический принцип. Хаббл предпочел сделать вывод, что наблюдаемое красное смещение являлось скорее не результатом расширения Фридмана — Леметра, а следствием пока не раскрытого фундаментального принципа природы.

Однако сопротивление Эйнштейна имело глубокие корни. Недавно было найдено еще одно свидетельство, демонстрирующее степень его нежелания отказаться от представления о стабильной неразвивающейся Вселенной. Хотя публично он допустил идею расширяющейся Вселенной, ранее неизвестная рукопись, найденная в 2013 г. среди его бумаг в архивах Университета в Иерусалиме, предполагает, что Эйнштейн частным образом прилагал усилия для возврата к статичной Вселенной даже после судьбоносного семинара в Маунт-Вилсон, на который его пригласил Хаббл. В рукописи, датированной 1931 г., Эйнштейн изучал модель, в которой средняя плотность Вселенной удерживается в фиксированном виде за счет некого процесса, постоянно порождающего материю из пустоты. В этой модели статичная Вселенная кажется динамичной.

Эйнштейн искал решение, которое бы позволило «компенсировать» расширение Вселенной. Модель, обрисованная в этом написанном от руки четырехстраничном наброске, очень отличается от многих других, которые он исследовал ранее. Эта работа показывает, что Эйнштейн создал так называемую «игрушечную модель» и предугадал создание модели стабильного космоса, разработанной в 1950-х гг. такими учеными как Фред Хойл, Герман Бонди и Томас Голд. Специалисты, которые нашли этот неопубликованный набросок, а именно Кормак О’Рэферти, Брендан МакКанн, Вернер Нам и Саймон Миттон, обнаружили, что расчеты Эйнштейна содержат серьезную математическую ошибку, ставшую, судя по всему, причиной, по которой Эйнштейн забросил эту работу. Получается, он ухватился за модель стабильного состояния значительно раньше — по сути, речь идет о нескольких десятилетиях, — чем другие ученые. Эта неопубликованная модель упоминается в наброске, озаглавленном «О космологической проблеме» (Zum kosmologoschen Problem), который, как считали некогда, являлся ранней версией другой работы. Эйнштейн полностью отрекся от этих вычислений; они не упоминаются ни в одной из последующих работ, связанных с вопросом космологических моделей. В этой рукописи он строит модель, опираясь на первоначальные принципы: по-прежнему есть космологическая постоянная, но нет никаких отсылок к анализу Фридмана или любым развивающимся моделям самого Эйнштейна, опубликованным ранее, в 1931 г. Интересно здесь то, что, пока Эйнштейн вместе с де Ситтером воодушевленно работал в 1931 и 1932 гг. над двумя трудами касательно моделей расширяющейся Вселенной, он все еще продолжал тайно обыгрывать модель стабильного состояния. Эйнштейн отчаянно пытался реанимировать неподвижную Вселенную. Также в рукописи нет никаких упоминаний о проблеме возникновения космоса, которая была одним из основных источников недовольства Эйнштейна решением Леметра. Таким образом, судя по всему, он продолжал упорные поиски стабильной Вселенной не из-за нежелания искать решения зарождающейся Вселенной. Возможно, это была его последняя попытка сохранить теорию статичной Вселенной, пусть даже это казалось крайне маловероятным.

К концу 1930-х гг. большая часть астрономического сообщества приняла теорию расширяющейся Вселенной, тем не менее в научных кругах оставались некоторые ученые, все еще скептически настроенные в отношении данной космологической концепции даже после того, как такие светила, как Эйнштейн и Эддингтон, публично ее поддержали. В действительности Хаббл все еще сомневался относительно расширения Вселенной вплоть до своей последней работы, которую представил на лекции Джорджа Дарвина Королевского астрономического общества в мае 1953 г., всего за четыре месяца до своей смерти. Если экстраполировать решение Леметра обратно во времени, получается, что у пространства и времени имеется начало. Необходимость в точке старта вызывала беспокойство у ряда космологов. Модель расширяющейся Вселенной Фридмана и Леметра означала, что ранее Вселенная была не только меньше, но и плотнее. Это, конечно, неизбежно вело к очевидному вопросу о ее происхождении. Леметр постулировал, что Вселенная могла произойти в результате взрыва, который в дальнейшем привел к ее расширению. Это подразумевало, что у Вселенной было начало, то есть мгновение, когда все и началось. Хотя уже существовал прочный фундамент, подкрепляющий модель Большого взрыва, имелись вопросы, все еще нуждавшиеся в решении, включая формирование химических элементов и возраст Вселенной.

Несмотря на революцию, которую произвела работа Хаббла (а заодно и его долг перед Ливитт), никто из них не был награжден Нобелевской премией. Астрономическое сообщество восхваляло Хаббла, получившего множество наград и медалей, тем не менее он потратил много времени из своих последних лет на то, чтобы добиться включения астрономии в физику как дополнительного направления. Его намерением было добиться, чтобы подобных ему астрономов рассматривали как кандидатов на Нобелевскую премию. К сожалению, при жизни Хаббла этого не случилось. В конце концов Нобелевский комитет решил расширить границы премии по физике и включить в нее астрономию. В 1925 г. Йеста Миттаг-Леффлер из Шведской академии написал Ливитт, заявив о намерении номинировать ее на Нобелевскую премию. Он не знал, что к тому времени ее уже три года не было в живых.

Вспыхнувшая Вторая мировая война ограничила развитие космологии, поскольку научные ресурсы были перенаправлены на военные нужды, однако в итоге именно она привела к фундаментальным технологическим прорывам, непредсказуемым образом изменившим эту науку. Развитие новых инструментов поменяло саму постановку вопросов. Новые шаги в ядерной физике создали условия для целого ряда расчетов химических элементов, которые были сформированы в ходе первичного космологического взрыва. В 1946 г. американский физик русского происхождения Джордж Гамов рассчитал, как из первичного «бульона», состоящего из частиц, могли появиться различные химические элементы. Предположив первоначальное состояние бесконечно горячего и бесконечно плотного «космического рагу», как прогнозировал Леметр, включающего радиацию и субатомные частицы — электроны, протоны и нейтроны, — Гамов и его соратники в результате расчетов обнаружили большое количество водорода и гелия, которые были сформированы в зарождающейся Вселенной. Они использовали компьютеры, разработанные для расчета атомных бомб. Однако недовольство данной гипотезой первичного космического взрыва росло, и с другой стороны океана возникла новая революционная идея, согласно которой Вселенная могла находиться в стабильном состоянии и при этом не быть статичной. Противников модели Большого взрыва подстегнула неспособность Гамова спрогнозировать формирование иных элементов, помимо водорода и гелия. Сегодня мы знаем, что водород и гелий ответственны за 99 % материи во Вселенной, но существуют и более тяжелые элементы — такие как бериллий, бор и железо. В то время их происхождение оставалось неясным. Ранняя Вселенная и горячий космический взрыв на первый взгляд не могли спровоцировать их возникновение. Именно невозможность объяснить синтез химических веществ привела к созданию Хойлом термина «Большой взрыв» — достаточно уничижительного, так как он предполагал, что «большой взрыв представляет собой иррациональный процесс, который нельзя описать научными терминами… или попробовать изучить, обратившись к наблюдениям».

Согласно легенде, идея вечной и стационарной Вселенной озарила трех кембриджских друзей — Хойла, Бонди и Голда — в 1947 г. после просмотра фильма ужасов с закольцованным сюжетом, который заканчивался аналогично началу. Дружба ученых зародилась еще в период их совместной работы на радиолокационной станции во время Второй мировой войны. Они представляли собой авторитетное трио: Хойл имел разностороннее мышление и необычайную интуицию, Бонди был хорошим математиком, а Голд — изобретательным ученым с богатым воображением. Хойл вспоминал: «Неизменяющиеся обстоятельства чаще всего рассматриваются как непременно статичные. И фильм ужасов сделал для нас троих ровно следующее — уничтожил это ложное представление. Могут быть неизменяющиеся обстоятельства, которые имеют динамику, например медленно текущая река». Все это заставило их задуматься, может ли Вселенная сохранять один и тот же облик даже при своем постоянном расширении.

Такое было возможно только в одном случае — если бы постоянно происходило создание новой материи. Тогда новые галактики могли бы образовываться и заселять районы, опустевшие после перемещения более старых галактик. В этой новой модели стационарной Вселенной присутствовало расширение, но она позволяла обойтись без идеи некоего начала и конца. Вселенная была бессмертной, если верить модели стационарной Вселенной. Многие космологи, склонные к философскому видению мира, сочли привлекательной модель стационарной Вселенной, предложенную Хойлом, Бонди и Голдом. Во-первых, благодаря постоянному сотворению материи их Вселенная не разрежалась, несмотря на расширение. Во-вторых, данная модель обходила стороной проблемный вопрос происхождения. Помимо неспособности описать происхождение элементов тяжелее гелия модель Большого взрыва давала такой возраст Вселенной, который сильно уступал известному возрасту Солнечной системы. В то время это были очевидные дыры, зиявшие в теории Большого взрыва.

Таким образом, гипотеза, которая предполагала однородность космоса во времени и пространстве, способствовала популярности модели стационарной Вселенной. В эти споры вмешивались и религиозные умы. В 1952 г. папа Пий XII поддержал космологическую теорию Большого взрыва, так как она была созвучна идее Создателя — одному из церковных постулатов. Теория стационарной Вселенной, не имеющая временных привязок, без начала и конца, рассматривалась как олицетворение атеистического взгляда на мир. Не все сторонники модели стационарной Вселенной были атеистами — Уильям Хантер Маккри, ведущий ее представитель, являлся убежденным англиканцем. Однако в общем и целом отсутствие необходимости в начальной точке снизило потребность в Творце с соответствующим намерением, что отвечало атеистическим представлениям о мировом порядке.

Астрономы в Соединенных Штатах также сочли убедительной модель стационарной Вселенной, тем не менее они не рассматривали данный вопрос как окончательно решенный. Ученые полагали, что утверждения двух конкурирующих теорий должны быть подтверждены с помощью проверочных наблюдений, и никак иначе. Ключевые выводы в поддержку теории Большого взрыва, в итоге разбившие в пух и прах модель стационарной Вселенной, в первую очередь обязаны своим появлением реликтовому излучению и определению возраста Вселенной, которая оказалась значительно более древней, чем Солнечная система, и более глубокому пониманию ядерного синтеза — формированию химических элементов, позволившему увидеть, как химические элементы тяжелее гелия синтезировались в ядре звезд, а не на начальных стадиях зарождения Вселенной. Конечно, были поползновения — в основном со стороны Хойла — возродить стационарную модель, но все они в итоге оказывались неудачными при попытке объяснить возрастающее количество наблюдений. Открытие в 1965 г. реликтового излучения, оставшегося от Большого взрыва — «эха первичного шума», производимого горячей и плотной плазмой в начале Вселенной, — стало последним похоронным аккордом для стационарной модели. Споры между сторонниками двух моделей яростно кипели еще примерно два десятилетия, но с течением времени стационарная теория попросту перестала объяснять данные, поступающие в ходе наблюдений с помощью оборудования, которое работало с разными волнами — оптическими, радиоволнами и микроволновым излучением. В своей книге «Космология и противоречия» историк Хельге Краг фиксирует схожие черты и различия между моделями и дает подробный отчет о том, чем закончилось в итоге это соперничество.

Кроме того, прогресс в сфере вычислительных машин, которому способствовало изобретение во время Второй мировой войны в рамках Манхэттенского проекта сложных и быстрых компьютеров, предоставил новые технические возможности для теоретических вычислений. Стало возможным посчитать сложные химические взаимодействия и скорость реакций, что было необходимо для получения данных о распространении элементов и эволюции звезд. Все это передовое оборудование позволило составлять новые прогнозы и отправило в утиль стационарную модель. Хотя важнейшими данными, подтвердившими теорию Большого взрыва, стало открытие всепроникающего реликтового излучения, которое мы будем обсуждать в главе 5.

Крах теории стационарной Вселенной демонстрирует влияние эмпирических наблюдений и то, как сбор доказательной базы может оспорить или подтвердить теорию. Примечательно, что стационарная теория вполне могла быть сфальсифицирована, так как она давала конкретные прогнозы, показывающие несостоятельность модели Большого взрыва.

Открытие расширяющейся Вселенной и принятие модели Большого взрыва иллюстрируют авторитетную роль, которую играют влиятельные ученые в признании или отторжении новых идей. Но еще эти перипетии показывают, что именно экспериментальные доказательства и данные выносят финальный вердикт. Мощное взаимное влияние теории и наблюдений в 1920-х и 1930-х гг. — совместное и плодотворное сотрудничество, которое «вывело» Вселенную из неподвижного состояния, — также обозначило рождение новой дисциплины, а именно космологии — науки о свойствах Вселенной и входящих в ее состав элементах. Новая наука с тех пор значительно нарастила влияние и авторитет. Кроме того, одна из базовых гипотез космологии Большого взрыва, с момента первоначального открытия Хаббла нашедшая подтверждение благодаря немалой поддержке наблюдений, представляет собой космологический принцип, согласно которому Вселенная однородна, то есть одинакова в любой точке, и изотропна, то есть одинакова во всех направлениях. Если масштабировать данные Хаббла в отношении самых дальних пределов Вселенной, окажется, что вся Вселенная подчиняется космологическому принципу. Другая ключевая гипотеза, подразумеваемая в рамках интерпретации данных Хаббла, звучит так: физические законы, которые мы открыли, действительны в каждой точке Вселенной — не только в нашей Галактике, но и в любой другой в ближних или дальних пределах. Модель Большого взрыва — Вселенной с горячей и плотной плазмой в начале, которая затем стала расширяться с постоянной скоростью, — продолжала укрепляться.