Но вернемся к трем решениям уравнений Эйнштейна, полученным де Ситтером: после того как их представили на широкое обозрение, де Ситтер, Эддингтон, Людвиг Зильберштейн, Герман Вейль, Ричард Толмен и другие начали детально исследовать физические аспекты модели де Ситтера. В это время в России работал молодой специалист в области прикладной математики, существенно продвинувшийся в решении уравнений Эйнштейна. Александр Александрович Фридман был одним из основателей современной теоретической метеорологии и аэронавтики. Он не чурался и практического опыта, так как служил авиатором-метеорологом на Северном фронте во время Первой мировой войны. В 1920 г. Фридман вернулся в Петроград и стал преподавать в университете и Политехническом институте (спустя пять лет, незадолго до своей безвременной кончины, он был назначен на должность директора Главной геофизической обсерватории); вскоре после этого он опять занялся космологическими проблемами общей теории относительности. Он тщательно изучил несколько попавших к нему работ по общей теории относительности. Их число было крайне ограничено, поскольку советская революция и последующая блокада Советской России привели к прекращению поставок в страну зарубежной научной литературы. В 1922 г. Фридман опубликовал выдающуюся работу, ставшую первым исследованием в области общей теории относительности, появившимся в России. В этой работе он обратил внимание на возможность существования нестационарных космологических моделей. В его модели кривизна пространства (неевклидовый трехмерный аналог кривизны двумерной сферической поверхности) менялась с течением времени. Это стало первым признаком разрыва с одним из самых устойчивых скрытых предубеждений прошлого.

В 1924 г., за год до своей преждевременной кончины в возрасте тридцати семи лет, Фридман исследовал дальнейшие возможности развития стационарных и нестационарных миров, геометрическая особенность которых заключалась в том, что они обладали отрицательной кривизной. Исходя из этих предпосылок, он получил полный набор новых моделей. Он показал, каким образом в эти модели может быть введена материя и таким способом избавился от ограничений, налагаемых пустым миром де Ситтера. Его ранняя смерть не позволила ему узнать о своей будущей славе; с другой стороны, он не застал политических чисток, в результате которых с марта 1936 г. и по июль 1937 г. погибло более двадцати наиболее выдающихся советских астрономов, и это резко затормозило реализацию множества исследовательских программ. (Даже в 1965 г. советский рецензент моей первой книги счел возможным написать, что единственным ее недостатком является отсутствие упоминания о величайшем космологе XX в. Владимире Ильиче Ленине. Как выяснилось, Ленин действительно написал на эту тему короткую заметку с элементами математики. И умер он в 1924 г., то есть задолго до начала чисток.)

Удивительно, что на первых порах работа Фридмана не привлекла почти никакого внимания со стороны научного сообщества. Эйнштейн отметил ее краткой критической заметкой, но впоследствии отказался от своих критических замечаний, основанных на допущенной им арифметической ошибке. К большому сожалению, Фридман удостоился лишь посмертной славы, которая пришла к нему в результате возрождения интереса к этой проблематике после выхода работы Леметра и Г. П. Робертсона. Если говорить о статусе научной космологии в Советском Союзе, то с конца 1920‐х гг. и вплоть до смерти Сталина в 1953 г. она была предметом разнообразных нападок, основанных на бесхитростных доводах, согласно которым сама идея о том, что время может быть связано с пространством, является «антидиалектической», а потому идеологически вредной. Одни научные единомышленники Фридмана оказались среди тех, кто погиб в ходе сталинских чисток середины 1930‐х гг., другие же, кому удалось избежать этой участи, были удостоены уничижительного прозвища «агентов Леметра», что имело антикатолический подтекст.

Леметр действительно являлся бельгийским иезуитским священником, обучавшимся инженерному делу, математике и физике в университете Лувена до и после Первой мировой войны. Во время войны он служил в бельгийской армии и был награжден крестом «За боевые заслуги». В 1923–1924 гг. он проводил совместные исследования с Эддингтоном в Кембридже, а после отъезда оттуда провел девять месяцев в обсерватории Гарвардского колледжа. После посещения Америки он написал свою первую космологическую работу, в которой высказал ряд возражений против модели де Ситтера от 1917 г. Эта модель не содержала вещества, но Леметру она не нравилась по другим соображениям: поскольку пространство в этой модели не являлось искривленным, его расширение должно было быть бесконечным. Практике обучения космологов требовалось пройти долгую эволюцию, прежде чем один из них сумел с такой беззаботностью отвергнуть эту идею, являвшуюся неотъемлемой частью ежедневно применяемой евклидовой геометрии.

Возражение Леметра против модели де Ситтера состояло в следующем: модель представляла Вселенную таким образом, как будто у нее есть центр. Он принялся за разработку собственной модели, в чем-то напоминающей модель Фридмана. Однако Леметр, точно так же как и Зильберштейн, сделавший это годом ранее, исходя из других соображений, выводит формулу, в которой спектральное красное смещение пропорционально расстоянию. Те или иные варианты «закона Хаббла», похоже, постоянно возникали то здесь, то там. Причина отсутствия к ним большого внимания могла состоять в том, что специалисты по общей теории относительности постоянно пользовались разными математическими приемами для преобразования одной модели в другую, каждая из которых обладала иными исходными свойствами. И даже Хаббл и Милтон Ласселл Хьюмасон из Института Карнеги в работе от 1931 г. обращали особое внимание на, возможно, «только кажущееся» странное поведение далеких туманностей, что-то вроде иллюзии, проявляющейся при наблюдении чрезвычайно удаленных объектов. Хьюмасон получил множество новых значений красного смещения и – при допущении их соответствия реальным скоростям, – семь из них давали скорости, превышающие скорость света, а это, по его собственному признанию, представляло собой обескураживающую статистику.

Если Вселенная действительно расширяется, означает ли это, что когда-то в прошлом она представляла собой небольшой массивный сгусток? Модели Фридмана и Леметра, похоже, допускали такую возможность. Но не является ли расширение из состояния этой «исходной сингулярности» всего лишь математической иллюзией? В 1923 г. Леметр принял сан аббата. Его наука содержала вполне определенные и важные для него теологические смыслы. Исходная сингулярность представляла собой то, чем невозможно было пренебречь, из чего можно было извлечь реальную пользу, увидеть в этом знак сотворения мира Богом. В 1927 г. он предпримет исследование более сложных моделей, где будет учитываться в том числе давление излучения. Это особенность его стиля. Если Фридман и большинство других специалистов, занимавшихся общей теорией относительности в течение первых двух десятилетий после ее открытия, являлись, прежде всего, математиками, то Леметр – физиком, о чем ясно свидетельствуют его последующие работы.

В 1927 г., любопытно отметить, Леметр встречался с Эйнштейном, и тот сказал Леметру, что, несмотря на внешнюю корректность его работы с математической точки зрения, он не верит в следующее из нее расширение Вселенной. Позже Леметр обмолвился о сложившемся у него впечатлении, будто Эйнштейн не слишком владел последними астрономическими фактами; и, по-видимому, Эйнштейн действительно не признавал нестационарную Вселенную вплоть до своей поездки в Калифорнию в 1930 г., где он обсуждал этот вопрос с Хабблом. Именно Эйнштейн в ходе этой случайной встречи в 1927 г. впервые познакомил Леметра с ранними работами Фридмана, после чего тот стал очень скромно отзываться о своих собственных достижениях. Однако, когда он прочел заявление Эддингтона, выступившего в защиту возросшего интереса к нестационарным релятивистским моделям, он почувствовал потребность написать бывшему наставнику и напомнить ему о своей работе от 1927 г. В это время Эддингтон работал со своим аспирантом Джорджем Канлиффом Маквитти над проблемой нестабильности сферического мира Эйнштейна, а потому немедленно выразил благодарность в отношении выводов, изложенных в работе Леметра, о которых он, вероятно, слегка подзабыл. Модель Эйнштейна нестабильна по самой своей природе. И если наша Вселенная действительно описывается ею, то мы должны предполагать существование реального расширения, о чем уже говорилось в связи с обнаружением красного смещения у далеких галактик. Эддингтон убедил в этом де Ситтера, и благодаря этим двум широко признанным авторитетам астрономический мир узнал о важных теоретических достижениях, остававшихся невостребованными в течение трех и более лет. Эйнштейн дал расширяющейся Вселенной свое благословение, а множество популярных статей и заметок разнесли это известие по миру печатных СМИ, для которых «относительность» наконец-то стала чем-то вроде культа.

Позже Эддингтон внес отдельные усовершенствования в модель Леметра, и новая «модель Леметра – Эддингтона» стала служить стандартной базой для интерпретации последних данных, полученных в обсерватории Маунт-Вилсон. Она отображала Вселенную, эволюция которой начиналась с остановившегося эйнштейновского мира с неопределенным возрастом (ил. 234). Возраст Вселенной был и оставался неразрешенной проблемой. Нехитро сформулированный «закон Хаббла» ставил скорость галактик в прямую зависимость от расстояний до них. Коэффициент пропорциональности обладал размерностью (1/время). Обычно его называют постоянной Хаббла H. Согласно этой простейшей интерпретации, величина (1/H) принималась равной возрасту Вселенной, то есть времени, прошедшему с тех пор, когда галактики составляли единое целое. Приняв данные Хаббла и использовав закон линейного расширения, Эддингтон высказал предположение, что оно началось около двух миллиардов лет назад. Разнообразные, отличающиеся друг от друга релятивистские модели давали примерно то же значение. Когда, спустя довольно долгое время, появились утверждения (основанные на измерении радиоактивности горных пород), что возраст Земли составляет четыре миллиарда лет, то есть примерно в два раза больше, чем «время Хаббла», модель Леметра – Эддингтона, на первый взгляд, получила явное преимущество над остальными моделями. Было очень полезно понимать исходную «фазу Эйнштейна» как состояние, которое может поддерживаться неопределенно долгое время.

масштабный фактор

Ситуация изменилась примерно в 1952 г., когда Вальтер Бааде с помощью 200-дюймового телескопа «Хейл» Паломарской обсерватории и Э. Дэвид Тэкери с помощью 74-дюймового телескопа Рэдклиффской обсерватории в Претории (по тем временам – самого большого в Южном полушарии) обнаружили ошибку, допущенную Хабблом в оценке расстояний до галактик. На протяжении некоторого времени астрономов не оставляло беспокойство по поводу того, что расстояния, полученные Хабблом, давали основания полагать: наша Галактика значительно больше всех других известных галактик, а возраст Вселенной, вытекающий из линейной трактовки хаббловского расширения, оказывается меньше, чем время жизни радиоактивных изотопов. В 1952 г. Бааде одним махом разрешил эти затруднения, заявив, что он перекалибровал зависимость период-светимость у цефеид и обнаружил занижение в два раза предыдущих оценок расстояний до галактик, следовательно, радиусы далеких туманностей должны быть удвоены, и то же самое следует сделать с временны́м масштабом Вселенной. Все это Бааде получил в процессе изучения двух типов звездных населений, каждое из которых обладало своими пульсирующими переменными, и к ним следовало применять разные параметры зависимости период-светимость. (Мы видели на с. 773, что ошибка расстояний Шепли была вызвана той же самой причиной.) В течение следующего десятилетия в результате совместной работы обсерватории Маунт-Вилсон, Паломарской и Ликской обсерваторий (в рамках программы, осуществляемой Милтоном Хьюмасоном, Николасом Мейолом и Алланом Сэндиджем) постоянная Хаббла была изменена еще раз и с тех пор неоднократно подвергалась пересмотру. Картина выглядела примерно следующим образом: если мы возьмем обычно используемую размерность постоянной Хаббла, то есть километры в секунду, деленные на мегапарсек, то она будет меняться в пределах значений от 450 до 550 в довоенный период, затем упадет до интервала между примерно 300 и 100 или ниже в период между 1952 и 1960‐ми гг., а в канун нашей эпохи начнет колебаться между 50 и 100. На рубеже тысячелетий наиболее общепризнанным было значение, равное примерно 72, с ошибкой порядка 10 процентов, хотя и сама ошибка может оцениваться разными способами.

После заявления Бааде, сделанного в 1952 г., модель Леметра – Эддингтона уже не имела такого преимущества перед своими конкурентами. (Но в 1960‐х гг. она вновь привлекла внимание, когда ее попытались использовать для объяснения концентрации красных смещений квазизвездных объектов в окрестности 2. Изменения длин были результатом разбегания.) Однако даже в 1990‐х гг. находились космологи, которых нисколько не беспокоило то, что их Вселенная моложе составляющих ее объектов. Можно усмотреть глубокую этимологическую справедливость в том, что одной из важнейших функций космического телескопа «Хаббл» стало уточнение параметров расширяющейся Вселенной. Например, была развернута программа наблюдений цефеид в других галактиках, даже таких удаленных, как скопление в созвездии Дева, позволившая повысить точность шкалы космических расстояний.