Общая теория относительности обретала весомую значимость только на больших и очень больших расстояниях. В многочисленных астрономических предсказаниях, сделанных Эйнштейном и другими специалистами, расхождения между его теорией и теорией Ньютона (которую Эйнштейн в значительной степени использовал как образец) отличались крайней незначительностью, однако когда рассматривались огромные звездные и галактические массы и когда брались расстояния, соизмеримые с расстояниями между галактиками, предсказания, как правило, сильно разнились. Для Эйнштейна важным стимулом к продолжению исследований служило понимание проблем, возникающих даже в масштабах нашей Солнечной системы. Вот одна из таких головоломок: теория гравитации Ньютона, способная учитывать едва заметные возмущения планетного движения, вызываемые действием других планет, и, казалось, составлять верные и высокоточные прогнозы для большинства планетных положений на столетия и даже на тысячелетия вперед, не смогла объяснить обнаруженное у Меркурия смещение перигелия. Незначительность этого смещения служит показателем того, насколько совершенной стала к тому времени техника наблюдений. Ньюком получил для этого необъяснимого роста значения перигелия величину 43 секунды дуги за столетие – число настолько малое, что для смещения перигелия хотя бы на один градус, потребовалось бы около восьми тысячелетий. Теория Эйнштейна давала расчетную величину лишь на одну секунду дуги меньшую, чем наблюдаемое значение.

Существовали и другие проблемы, некоторые из них мы уже затрагивали в предыдущих главах. Если подходить к решению космологических задач, исходя из предположения о бесконечности Вселенной, то стандартная ньютоновская теория, основанная на хорошо знакомой евклидовой геометрии, приводит к ряду противоречий. Почему материя Вселенной не сконцентрировалась под действием сил гравитации в одном объеме? В самом деле, в 1890‐х гг. Карл Нейман и Хуго фон Зелигер (упомянем только двух этих ученых) попытались видоизменить закон гравитации Ньютона, чтобы избавиться от этих сложностей. С этой целью они, как бы странно это ни звучало, ввели космические силы отталкивания, которые, как они полагали, противодействовали гораздо более мощным силам гравитационного притяжения, и это нашло свое отражение в более поздней релятивистской космологии. Теоретические сложности подобного рода, как может показаться, уводят нас от астрономии, но они были столь же важны для будущей космологии, как осознание того, что спиральные туманности по своему статусу сравнимы с нашей Галактикой.

Изучение поведения материи, обладающей небольшой средней плотностью и равномерно распределенной по всей бесконечной Вселенной, приводило к еще одному очевидному парадоксу. Это парадокс бесконечной силы гравитации (или гравитационного потенциала), но были и другие, не имеющие прямого отношения к гравитационным свойствам мироздания, такие как давний парадокс темного ночного неба. Некоторые ученые пытались избежать этих проблем введением в физические законы небольших изменений, другие, как, например, шведский астроном Карл Шарлье (в 1908 и 1922), желая сохранить законы в прежнем виде, вносили соответствующие изменения в стандартные представления о распределении космической материи. Шарлье отказался от утверждения, согласно которому материя распределена в космическом пространстве в целом равномерно, и предположил (подобно Ламберту), что Вселенная организована иерархически, как группы систем внутри других систем. В действительности, для такого утверждения не существовало никаких экспериментальных доказательств, хотя сам вопрос продолжал оставаться открытым вплоть до того времени, когда подтвердился статус шаровых скоплений и спиральных туманностей. Кроме того, был еще один, третий способ видоизменения традиционных трактовок крупномасштабных гравитационных проблем – отказ от идеи, что пространство, в котором мы обитаем, подчиняется правилам обычной евклидовой геометрии. Как мы уже выяснили, Эйнштейн начал работать именно в этом направлении.

Во всех перечисленных случаях использовался именно космологический подход, то есть рассматривалась вся космическая материя в целом. Более того, вопросы, постепенно прояснявшиеся в ходе этой работы, имели отношение к проблемам, часть которых возникла в процессе споров, разгоревшихся в посткоперниканский период, а именно – что при выборе методологии разработки той или иной космологической теории начинают действовать строгие правила конвенциальных соглашений. Если кто-то в силу сложившихся обстоятельств твердо верит в истинность евклидовой геометрии, а эмпирические данные грозят разрушить эту веру, то, как правильно заметил Анри Пуанкаре, всегда найдется возможность сохранить геометрию посредством видоизменения чего-нибудь другого, например законов оптики. В свою очередь, тот, кто твердо верит в необходимость сохранения простоты ньютоновского закона гравитации, может аналогичным образом менять геометрию. Космология во все времена демонстрировала широкий спектр возможностей либерализации суждений о том, что есть на самом деле научная истина, и этот урок не прошел даром для других физических наук, хотя его проникновение туда потребовало большего времени.

До первой четверти XX века основные положения Ньютона и Евклида являлись неоспоримой догмой для подавляющего большинства ученых-практиков, и сопротивление предлагаемым изменениям было, поистине, велико. Приведем еще один пример практически единодушно разделяемой веры, бытовавшей в первые три десятилетия XX в. и, конечно, в предыдущие столетия: почти каждый специалист полагал, что Вселенная в целом статична. Отсутствие видимых изменений у преобладающего числа звезд и галактик, казалось, гарантировано сотнями лет наблюдений. Единственной неочевидной вещью, вызывавшей легкое беспокойство у сторонников классической очевидности, был, похоже, темный фон ночного неба. Кто же мог ожидать обнаружения высоких лучевых скоростей при отсутствии значительных собственных движений? В послевоенный период количество туманностей с большими лучевыми скоростями, определенными по доплеровскому смещению, стало стремительно расти; но убежденность в том, что мы являемся обитателями статичной Вселенной была очень сильна, и даже спустя много лет после этого открытия существовала целая индустрия поиска альтернативных интерпретаций указанного спектрального смещения, объясняющих его не через реально наблюдаемую скорость, а через что-то другое. Как мы увидим вскоре, даже у Хаббла – главного героя упомянутого сюжета – эта мысль на первых порах вызвала сомнение.

Если не вдаваться в подробности, то существовало три главных объяснения аномального движения перигелия Меркурия. Некоторые астрономы, как, например, Леверье в 1859 г., предлагали признать наличие невидимой или едва видимой материи, обращающейся вокруг Солнца, например астероидов. Другие считали, что для оказания такого влияния вполне подойдет зодиакальный свет. В то время как третьи предпринимали попытки модифицировать закон гравитации Ньютона. По всей видимости, первым, кто взглянул на проблему под таким углом, был Асаф Холл (1894). По иронии судьбы, Зелигер высказал свою гипотезу зодиакального света (1906), также начав с предъявления космологических претензий закону Ньютона. Третья группа пыталась ввести помимо гравитации другие физические силы – например, кулоновские. Все эти разнообразные гипотезы были предметом горячих обсуждений, особенно в период с 1906 по 1920 г., в результате чего удалось тщательно протестировать множество новых идей. Астрономы-теоретики не только обсуждали альтернативные теории, как, например, теория поглощения гравитации, но и пытались проверить их с помощью тщательно разработанных экспериментов. В результате Виллем де Ситтер получил возможность пройти, так сказать, космологическую стажировку, проведя в 1909 и 1913 гг. критический анализ закона гравитации.

В начале XX в. между астрономами и прикладными математиками существовало гораздо более тесное профессиональное сотрудничество, чем принято полагать. Эйнштейну в астрономических вопросах много помогал Эрвин Фрейндлих. Де Ситтер и Эддингтон внесли немалый вклад в развитие общей теории относительности и объединение ее с астрономией. Оба они отличались отменной подготовкой для выполнения этой цели. Де Ситтер к тому же был одним из многих влиятельных учеников Каптейна, вполне возможно, что самым талантливым из них. В период между 1897 и 1899 гг. он работал под руководством Дэвида Гилла в Королевской обсерватории в Кейптауне, а затем вернулся на должность ассистента к Каптейну в Гронинген. В 1908 г. он переехал в Лейден. Как уже упоминалось, Эддингтон служил в Королевской обсерватории в Гринвиче, где он проработал с 1906 по 1913 г. В 1912 г. он возглавил экспедицию по наблюдению солнечного затмения в Бразилии, и нет ничего удивительного в том, что именно он оказался тем человеком, который возглавил одну из двух британских экспедиций 1919 г., получивших экспериментальное подтверждение одного из прогнозов Эйнштейна: лучи света, проходящие вблизи солнечного диска, изменяют направление своего распространения на строго заданную величину. (На ил. 245 представлена фотография, сделанная в 1990 г. с помощью космического телескопа «Хаббл», ярко иллюстрирующая этот эффект.) И де Ситтер, и Эддингтон были хорошими специалистами по статистическому анализу собственных движений звезд, их распределению, как это делалось в традиции, заложенной Каптейном, и по осуществляемому на этой основе моделированию строения Галактики; кроме того, и тот и другой имели исчерпывающее представление о последних достижениях в области астрономии больших масштабов. Но только познакомившись с общей теорией относительности Эйнштейна, каждый из них сумел внести свой собственный весьма существенный вклад в новую космологию.

Начиная примерно с 1911 г. де Ситтер стал заниматься вопросами потенциальных последствий привнесения теории относительности в практическую астрономию. Он интересовался самыми разнообразными фундаментальными проблемами, такими как взаимосвязь между принципом Маха и принципом общей ковариантности (две идеи, оказавшие серьезное влияние на формирование общей теории относительности), теория излучения Ритца (конкурировавшая со специальной теорией относительности Эйнштейна) и астрономическая значимость идеи относительности времени (представленная в обеих теориях Эйнштейна). Он в течение трех лет регулярно переписывался с Эддингтоном, встречался в Лейдене с Эйнштейном и физиками Паулем Эренфестом и Хендриком Лоренцем, обсуждая с ними вопросы, представлявшие общий для них интерес. Эйнштейн ценил это знакомство, поскольку оно позволило ему (благодаря публикации двух работ де Ситтера в 1916 г.) ознакомить британскую публику со своими идеями, несмотря на все еще бушевавшую войну. Эддингтон успокоил своих коллег, сообщив им через де Ситтера, что Эйнштейн является антипруссаком.