Эта идея была совершенно новой, крайне необычной. Разные схемы строения Вселенной господствовали в науке, сменяя друг друга на протяжении веков. Но все (или почти все) эти схемы объединяло одно — это были именно схемы строения — не развития, эволюции, становления, а вечно неизменный «механизм часов Вселенной». Идея стационарности всей Вселенной казалась само собой разумеющейся. Во Вселенной могли происходить сложнейшие процессы, но от чего, от какого состояния и куда должна развиваться вся Вселенная?
Мысль об эволюции всей Вселенной представлялась нелепой, и эта мысль с большим трудом овладевала сознанием даже крупных ученых. В качестве примера можно привести самого А. Эйнштейна. Творец теории относительности понимал, сколь важна его теория для космологии. Сразу после создания общей теории относительности он стал выяснять, имеются ли у уравнений теории, примененных ко всей Вселенной, статические решения, то есть решения, описывающие состояние, не меняющееся со временем. А. Эйнштейну казалось очевидным, что надо строить именно статическую, а не эволюционирующую модель Вселенной. Но уравнения общей теории относительности в применении ко Вселенной не давали статических решений. Идея статического мира казалась настолько привлекательной, что А. Эйнштейн не поверил своим уравнениям и пытался даже их изменить, чтобы они давали стационарное решение. Мы дальше поговорим еще об этой его попытке.
Почему же идея статичности Вселенной была столь привлекательна?
По-видимому, это происходило потому, что она основывалась на видимой стационарности, неизменности астрономических тел и систем, будь то Солнечная система, звезды, звездные скопления или галактики. Вольно или невольно наблюдаемое постоянство астрономических явлений во всех известных человечеству масштабах распространялось на всю Вселенную. Очень четко об этом сказано еще у Аристотеля в его сочинении «О небе»: «В продолжение всего прошедшего времени, согласно летописям, завещаемым потомкам от поколения к поколению, мы не находим следа изменений ни во всем удаленном небе в целом, ни в одной из подходящих частей неба».
Сегодня, в конце XX века, мысль о том, что вся Вселенная должна эволюционировать, кажется нам естественной. Мы теперь знаем, что неизменность звезд, других небесных тел и их систем только кажущаяся. Человек их наблюдает в течение сроков слишком коротких, чтобы заметить эволюцию, изменение. Но звезды рождаются, живут и умирают. Продолжительность их жизни часто составляет миллиарды лет. Источником энергии, излучаемой звездами, являются ядерные реакции, идущие в их недрах. Любой источник энергии не вечен. Конечны запасы ее и в случае ядерных источников. Значит, и Солнце и звезды возникли в конечном прошлом и имеют свою историю.
Мы наблюдаем сегодня бурные процессы взрывов и эволюции в таких гигантских системах, какими являются галактики. Вещество, входящее в галактики, постепенно перерабатывается в ядерных процессах, идущих в звездах. Водород превращается в гелий, а затем и в более тяжелые химические элементы.
Итак, статическая картина неприемлема ни для каких астрономических систем, если только рассматривать достаточно большие промежутки времени. Если бы сегодня надо было заново строить модель Вселенной, необходимо было бы потребовать, чтобы модель была эволюционирующей, чтобы в ней было указание на эпоху, когда во Вселенной началось рождение звезд, галактик и т. д.
Но вернемся к началу нашего века. Первая работа А. Фридмана, доказывающая, что Вселенная должна эволюционировать, была получена редакцией немецкого «Физического журнала» в конце июня 1922 года. А. Эйнштейн был настолько убежден в необходимости статического решения уравнений, описывающих состояние Вселенной, что посчитал работу А. Фридмана ошибочной. В середине сентября 1922 года редакция того же журнала получила краткую заметку А. Эйнштейна. В ней он, по выражению академика В. Фока, «несколько свысока говорит, что результаты Фридмана показались ему подозрительными и что он нашел в них ошибку, по исправлении которой решение Фридмана приводится к стационарному».
А. Фридман узнал о мнении А. Эйнштейна из письма своего коллеги по работе в Петрограде Ю. Пруткова, бывшего в то время в командировке за границей. В декабре 1922 года А. Фридман написал А. Эйнштейну письмо, в котором подробно излагал суть своих вычислений, убедительно доказывая свою правоту. Письмо заканчивалось словами:
«В случае, если Вы сочтете правильными изложенные в моем письме расчеты, я прошу Вас не отказать мне в том, чтобы известить об этом редакцию «Физического журнала»; быть может, в этом случае Вы поместите в печати поправку к вашему высказыванию или предоставите возможность для перепечатки отрывка из этого моего письма».
Письмо было получено А. Эйнштейном и сохранилось в его архивах, но, по-видимому, он не прочел его во время или не обратил внимание, будучи уверен в своей правоте.
В мае 1923 года Ю. Прутков встретился с А. Эйнштейном в Лейдене в доме известного голландского физика П. Эренфеста и в неоднократных беседах доказал правоту выводов советского математика. В письме к сестре в Петроград от 18 мая 1923 года Ю. Прутков пишет: «Победил Эйнштейна в споре о Фридмане. Честь Петрограда спасена!»
Сразу после бесед с Ю. Прутковым А. Эйнштейн направил в «Физический журнал» заметку, которую мы приведем здесь полностью:
«К работе А. Фридмана «О кривизне пространства».
В предыдущей заметке я подверг критике названную выше работу. Однако моя критика, как я убедился из письма Фридмана, сообщенного мне г-ном Прутковым, основывалась на ошибке в вычислениях. Я считаю результаты Фридмана правильными и проливающими новый свет. Оказывается, что уравнения поля допускают наряду со статическим также и динамические (т. е. переменные относительно времени) центрально симметричные решения для структуры пространства».
А. Эйнштейн в дальнейшем всегда подчеркивал важность работ А. Фридмана в создании современной космологии. В 1931 году он писал: «Первым... на этот путь вступил Фридман».
Открытие расширения вселенной
Далекие звездные системы - галактики и их скопления — являются наибольшими известными астрономам структурными единицами Вселенной. Они наблюдаются с огромных расстояний и именно изучение их движений послужило наблюдательной основой исследования кинематики Вселенной.
Пионером измерения лучевых скоростей у галактик был в начале нашего века американский астрофизик В. Слайфер: В то время еще не были известны расстояния до галактик и велись ожесточенные споры, находятся ли они внутри нашей звездной системы — Галактики — или далеко за ее пределами. В. Слайфер обнаружил, что большинство галактик (36 из измеренных им 41) удаляется и скорость удаления доходит почти до двух тысяч километров в секунду. Приближались к нам только несколько галактик. Как выяснилось позже, Солнце движется вокруг центра нашей Галактики со скоростью около 250 километров в секунду и большая часть «скоростей приближения» этих нескольких ближайших галактик связаны именно с тем, что Солнце сейчас движется к этим объектам.
Итак, галактики согласно В. Слайферу удалялись от нас. Линии в их спектрах были смещены к красному концу. Это явление получило название «красного смещения».
В 20-е годы были измерены расстояния до галактик. В 1923 году американский астроном Э. Хаббл открыл первую цефеиду в одной из ближайших к нам галактик в созвездии Андромеды. Через год им было открыто уже более десяти цефеид в этой галактике и двадцать две цефеиды еще в одной галактике в созвездии Треугольника.
Цефеиды были открыты и в других галактиках. Расстояния до этих цефеид, а значит, и до галактик, в которых они находятся, оказались гораздо большими, чем размер нашей собственной Галактики. Тем самым было окончательно установлено, что галактики — это далекие звездные системы, подобные нашей.
Для установления расстояний до галактик, помимо цефеид, уже в первых работах использовались и другие методы. Так, одним из таких методов является использование ярчайших звезд в галактике как индикатора расстояний. Ярчайшие звезды, по-видимому, имеют одинаковую светимость и в нашей Галактике, и в других галактиках, и по этой «стандартной свече» можно определять расстояние. Но ярчайшие звезды имеют большую светимость, чем цефеиды, могут быть видны с больших расстояний и являются, таким образом, более мощным индикатором расстояний.
Сравнение расстояний до галактик со скоростями их удаления (скорости были определены еще В. Слайфером и другими астрономами и только исправлялись за счет учета движения Солнца в Галактике) позволило Э. Хабблу установить в 1929 году замечательную закономерность: чем дальше галактика, тем больше скорость ее удаления от нас. Оказалось, что существует простая зависимость между скоростью удаления галактики и расстоянием до нее: скорость прямо пропорциональна расстоянию. Коэффициент пропорциональности называют теперь постоянной Хаббла.
