1930‐е гг. стали свидетелями космологического движения, представлявшего большую ценность для научной практики в целом. Обзорные работы Эддингтона не прошли даром и пробудили громадный интерес среди философов, особенно в том, что касалось природы теоретических сущностей. Конечно, некоторые проблемы вышли непосредственно из фундаментальной физики и обеих теорий относительности, но ответ на вопрос о том, действительно ли красное смещение является истинным доплеровским смещением, характеризующим скорость, на первый взгляд, зависел от того, что следует понимать под расстоянием. Как только этот вопрос начал подвергаться рефлексии, была тут же проблематизирована вся сеть взаимозависимостей между наблюдательными данными и различными концепциями космологических теорий. Ни одна другая отрасль науки не уделяла столь пристального внимания анализу используемых в ней идей. В числе специалистов, заслуживающих упоминания, следует назвать Эддингтона, Э. Т. Уиттекера, Р. Ч. Толмена, Э. А. Милна и Д. К. Маквитти. Фигура Милна особенно интересна, поскольку при поддержке У. Х. Маккри, а затем – Дж. Дж. Уитроу он показал, каким образом можно построить «ньютоновскую космологию», не обращаясь к идеям Эйнштейна.

Эдуард Артур Милн был первым, кто подверг систематическому анализу свою «кинематическую теорию относительности» (1932). Это случилось спустя три года после того, как, покинув Кембриджский университет, он возглавил кафедру математики в Оксфорде. С помощью своей теории он построил модель мира в привычном пространстве обычной (евклидовой) геометрии. Она включала в себя систему фундаментальных частиц, движущихся друг относительно друга прямолинейно и равномерно и находившихся в непосредственном соседстве друг с другом в нулевой момент времени. С точки зрения одной из таких частиц или, скорее, наблюдателя, связанного с этой частицей, будет казаться, что другие частицы удаляются от нее. Это достаточно просто. Допустим, в какой-то заданный момент времени вся система умещается внутри некой сферы. Тогда эта сфера, размер которой определяется наиболее быстрыми частицами, будет расширяться с течением времени. Милн составил два различных варианта представления своей модели. Он придумал очень интересный способ изменения шкалы времени, поставив один тип времени в логарифмическую зависимость от другого, сделав это таким образом, чтобы система стала стационарной и каждая частица была жестко связана с определенной точкой пространства. Однако после этого пространство переставало быть евклидовым (оно становилось неевклидовым «гиперболического типа»), и временная шкала начинала отличаться от хода атомных часов.

Впоследствии Милн развил эти идеи сначала совместно с Уильямом Маккри, а затем с Джеральдом Уитроу, после чего они приобрели близкое сходство с общей теорией относительности. Первое представление о них можно получить, приняв во внимание одно важное усовершенствование в области эйнштейновской релятивистской космологии, введенное сначала Г. П. Робертсоном (в 1929 г.), а несколько лет спустя (независимо) – Артуром Дж. Уокером. Выражение «метрика пространства-времени» соотносится с формулой, посредством которой могут быть измерены интервалы между двумя событиями (точками пространства-времени) в одной из многих римановых (неевклидовых) геометрий. Как уже говорилось выше, это одно из обобщений теоремы Пифагора, относящейся к обычной геометрии. Робертсон рассмотрел, что произойдет, если ввести в новую геометрию два дополнительных ограничения. Согласно его постулатам, пространство-время является 1) однородным, то есть все его области равноценны, и 2) изотропным, то есть мир должен выглядеть одинаково во всех направлениях изо всех точек заданного (космического) времени. Получившаяся метрика пространства-времени (ее нет возможности изложить здесь подробно) была интересна тем, что она включала определенный коэффициент, зависящий от времени, – параметр, который следовало умножать на пространственный интервал между событиями. Другими словами, если взять теорию Эйнштейна и подчинить ее двум условиям космической симметрии, то она естественным образом приведет к чему-то очень похожему на «расширяющуюся Вселенную». Как мы могли убедиться, это действительно обнаружили несколько теоретиков до того, как удалось провести решающие астрономические наблюдения.

Обозначим упомянутый ранее коэффициент расширения общеупотребительным символом R(t). Этот множитель, зависящий от времени, иногда называют масштабным фактором; но мы не будем подробно рассматривать здесь все его многочисленные интерпретации. На данный момент будет достаточно уяснить, что та же самая метрика может быть получена в теории Милна, и это было сделано, как мы указали ранее, Робертсоном и Уокером на материале теории относительности Эйнштейна.

В обеих теориях метрика является не более чем стартовым этапом космологических рассуждений. Как расширяется Вселенная, то есть какой вид имеет зависимость масштабного фактора R(t) от времени, может быть определено только после введения в эту модель материи наблюдаемого мира со всеми ее физическими свойствами. В 1934 г. Милн и Маккри обнаружили, что с помощью применения к несвязанной системе одного остроумного математического приема ньютоновская механика и закон гравитации дают уравнения, в точности совпадающие с уравнениями Фридмана – Леметра в модели, где отсутствует давление (как с учетом космологического отталкивания по типу космологической постоянной Эйнштейна, так и без него). Если брать небольшой масштаб, то механические свойства модели будут более или менее такими же, как в общей теории относительности. Если брать большие масштабы, то подгонка друг к другу отдельных областей пространства осуществляется в этих двух теориях по-разному. И все же важным уроком стало то, что истинная природа расширяющейся Вселенной проявляется даже тогда, когда она изучается «классическими» методами.

Рассматривая раннюю историю релятивистской космологии, мы убедились в том, что вид масштабного фактора меняется при переходе от одной модели к другой. Например, он различается в моделях Эйнштейна и де Ситтера, Леметра и Эддингтона (являющейся ее разновидностью) и т. д. Интересную модель в 1932 г. Эйнштейн и де Ситтер предложили совместно. В ней масштабный фактор пропорционален времени в степени 2/3. Это делало современный возраст Вселенной равным только двум третям от хаббловского возраста. Другая модель, предложенная в 1938 г. П. А. М. Дираком, интересна отсутствием необходимости введения кривизны пространства, и масштабный фактор в ней пропорционален времени, возведенному в степень 1/3, поэтому возраст Вселенной составлял только треть от хаббловского. Оставляя в стороне вероятные преимущества и недостатки этих альтернатив, мы можем только повторить: было бы слишком очевидной ошибкой рассматривать постоянную Хаббла как показатель возраста Вселенной, используя для этого метод, который неоднократно применялся в период, наступивший после открытия глобального разбегания галактик. Что касается различных мнений об истинном возрасте Вселенной, высказываемых в 1930‐е гг., то это отдельная тема, однако мы напомним о трудностях, с которыми столкнулись астрономы после наблюдений, произведенных Хабблом.

Другими альтернативами общей теории относительности Эйнштейна стали теории гравитации, разработанные Дж. Д. Биркгофом, А. Н. Уайтхедом и Дж. Л. Сингом. Все они так или иначе затрагивали космологию. Их появление стало симптомом периода грандиозных интеллектуальных перемен. И, вне всяких сомнений, они были отчасти инспирированы желанием создать что-либо сопоставимое со сделанным Эйнштейном. Некоторые идеи, выдвинутые Германом Вейлем, Эддингтоном и Дираком, имели совсем другую тенденцию; первые две появились в 1930 г., а идея Дирака – в 1937–1938 гг. Как многие считали, их главный посыл заключался в том, что космологические наблюдения избыточны, и все необходимое можно получить из физических констант. Например, все безразмерные константы (только численные значения), полученные через определенную последовательность умножений, делений и возведения в степень физических постоянных, таких как масса протона, заряд электрона и т. д., как полагал Эддингтон, имеют почти одинаковые значения, равные примерно 10⁷⁹. Он считал, что это огромное число равно количеству частиц во Вселенной. Монументальное исследование Эддингтона, в котором излагались эти идеи, вышло под названием «Фундаментальная теория» под редакцией Уиттекера (хотя и по записям, оставленным самим Эддингтоном) в 1946 г., спустя два года после его смерти. Это заронило в души некоторых космологов смутное подозрение, что физика очень малых масштабов и физика космоса могут быть связаны друг с другом нумерологически, но большинство из них попросту проигнорировали данный факт. На первых порах Эддингтон действительно утверждал, что ему удалось вывести «постоянную Хаббла», близкую к величине, полученной самим Хабблом. Когда возникла потребность в пересмотре этой эмпирической величины, что, казалось бы, должно было привести к опровержению его методики, удалось обнаружить допущенную им ошибку, и искомая константа на самом деле оказалась очень близкой к исправленному значению. Однако последующие ревизии исключили возможность сохранения этого равенства.

В краткосрочной перспективе гораздо большее значение для наблюдательной космологии имела не завораживающая магия чисел Эддингтона, а непрерывная работа по выводу теоретических соотношений между наблюдаемыми количественными данными, ведущаяся такими специалистами, как Толмен, Маккри, Маквитти, Отто Гекман и другие. Теоретически использование этих соотношений – между видимой звездной величиной и красным смещением, между видимой звездной величиной и размерами галактик и т. д. – позволяло подвергнуть наблюдательной проверке различные космологические модели. Но практическая реализация этого замысла была отложена из‐за начала Второй мировой войны.