Модель де Ситтера была, по меньшей мере, странной. Странность заключалась в её пустоте. «В конце концов, – любил повторять он, – реальная Вселенная почти пуста.» Другая странность состояла в том, что модель предсказывала красное смещение (возможно, это повлияло на взгляды Хаббла). Модель де Ситтера вызывала интерес учёных несколько лет, может быть, дольше, чем она того заслуживала. Хотя Эйнштейн и стал близким другом де Ситтера, эта теория ему не нравилась. Его не привлекала мысль о пустой Вселенной, а предсказание красного смещения сбивало с толку и казалось бессмысленным.
Де Ситтер сохранил в своей теории космологический член – как и Эйнштейн, он считал, что без него в стационарной Вселенной не обойтись. Позднее мы увидим, что модель де Ситтера не была стационарной. Нашлись, впрочем, учёные, которые предлагали отказаться от космологического члена. В Советском Союзе независимо от других учёных, занимавшихся теорией относительности, работал Александр Фридман. Большинство его работ имело прикладной характер: он был ассистентом на кафедре математики в Институте корпуса инженеров путей сообщения [позднее Ленинградский институт инженеров железнодорожного транспорта. – Прим. перев.], затем читал лекции в Горном институте. В своих работах по гидродинамике он применил тензорный анализ, вследствие чего и обратился к теории Эйнштейна, в которой использовался тот же метод.
Проанализировав космологическую теорию Эйнштейна (без космологического члена), Фридман обнаружил, что одна из больших величин в знаменателе стремится при определённых условиях к нулю, чего Эйнштейн не заметил. Тщательно проверив свою идею, он создал эволюционную теорию Вселенной, развивающейся во времени. Полученные результаты взволновали его, и он послал их Эйнштейну, но ответа не получил. Прошло несколько месяцев, и Фридман решил их опубликовать. Его статья появилась в 1922 году в немецком журнале «Zeitschrift fur Physik» и привлекла внимание Эйнштейна, который написал редактору короткое письмо с критикой статьи (он считал её ошибочной). В следующем номере журнала редактор опубликовал его возражения, но Фридман сразу увидел, что критика необоснованна, и продемонстрировал это. Эйнштейну пришлось взять свои слова обратно, что он и сделал в краткой записке с извинениями, но почему-то до конца эту теорию так и не принял.
Хотя статья Фридмана была опубликована в престижном журнале, она почти не привлекла к себе внимания. Тому есть две причины. Во-первых, в Европе результаты Слифера не были известны, а Хаббл ещё даже не начал заниматься этой проблемой, т.е. в сущности не было причин принимать эволюционную теорию. Во-вторых, на учёных могло повлиять мнение Эйнштейна, а ему не нравилась сама идея, ведь он считал Вселенную стационарной, и эволюционная модель казалась ему не стоящей внимания; сам он, чтобы как-то обойти такую модель, ввёл в свою теорию космологический член. Странно, впрочем, что Эйнштейн не привлёк к ней внимания учёных, когда подтвердилось расширение Вселенной, а следовательно, и правота Фридмана. Возможно, его смущало то, что он сам не нашёл такого решения, а может быть, он просто забыл об этой теории.
Два года спустя Фридман опубликовал вторую работу на ту же тему, а ещё через год, в 1925 году, учёный умер от тифа. Он так и не увидел плодов своего труда. Хотя теория его долгие годы была буквально погребена, в конце концов она привлекла к себе внимание научных кругов и теперь признана повсеместно.
По модели Фридмана возможны три типа Вселенных, каждая из которых имеет различную кривизну. Первый – это пространство с положительной кривизной (риманово), весьма похожее на предложенный Эйнштейном вариант – такая Вселенная сначала расширяется до определённого радиуса, а затем наступает сжатие. Во втором типе Вселенной пространство имеет отрицательную кривизну (как в геометрии Лобачевского), и такая Вселенная постоянно расширяется. Третий, промежуточный вариант – это плоская Вселенная с евклидовым пространством, такая Вселенная тоже постоянно расширяется. Какая из этих моделей реализуется, зависит от средней плотности вещества во Вселенной. Если плотность больше определённого критического значения, то Вселенная имеет положительную кривизну и в конце концов коллапсирует, если же плотность ниже критической, то пространство имеет отрицательную кривизну и будет постоянно расширяться. Пока мы ещё точно не знаем, какова средняя плотность, и соответственно не представляем себе будущего Вселенной.
В то время, когда появились работы Фридмана, в Европе всеобщее внимание было по-прежнему приковано к теории де Ситтера. Через несколько лет Герман Вейль показал, что если в его Вселенную поместить две частицы, то они разлетятся, и чем дальше они будут разлетаться, тем выше будет их скорость. Так как это соображение можно применить и к галактикам, понятно, что Вселенная де Ситтера всё же не является стационарной. Такое соображение использовалось для доказательства расширения Вселенной ещё до того, как его открыл Хаббл.
Вселенная де Ситтера была пустой, и это смущало многих, включая бельгийского священника Жоржа Леметра, только начавшего заниматься космологией. Рассматривая уравнения Эйнштейна, Леметр открыл ещё одну эволюционную модель. От предыдущих она отличалась тем, что предполагала существование сразу нескольких вариантов. Леметр выбрал из них тот, который особенно ему нравился. Это была своего рода комбинация моделей Эйнштейна и де Ситтера. Процесс начинался взрывом и расширением, затем замедлялся, и на какое-то время Вселенная (по Эйнштейну) становилась устойчивой. Леметр считал, что в это время могли образоваться галактики. Постепенно такая Вселенная становится неустойчивой и начинает расширяться (по де Ситтеру). К сожалению, работа Леметра была опубликована в малоизвестном журнале и почти не привлекла внимания учёных.
Открытие Хаббла, о котором тот сообщил в 1929 году, взволновало астрономов. Расширение Вселенной должно подкрепляться теорией; теория де Ситтера как раз и предсказывала расширение. Однако Эддингтона это не удовлетворяло; он опубликовал заметку о необходимости создания эволюционной теории, которая объясняла бы результаты Хаббла. Леметр прочёл эту заметку и тотчас же, связавшись с Эддингтоном, рассказал ему, что предложил такую теорию несколько лет назад. Эддингтону она понравилась, и он даже вторично опубликовал её в журнале «Monthly Notices». Примерно тогда же он сам начал заниматься этой проблемой и вскоре обнаружил, что даже модель Эйнштейна нельзя считать полностью стационарной. Такая модель находится в состоянии неустойчивого равновесия: лёгкий толчок в одну сторону, и она начнёт расширяться, толчок в другую – и она сожмётся.
Вскоре Эддингтон натолкнулся на работы Фридмана и пришёл к выводу, что его теория (без космологического члена) самая удачная из всех. Даже Эйнштейн в конце концов проклял себя за введение этого члена и назвал его своей «самой большой ошибкой». Сегодня большинство астрономов пользуется теорией Фридмана в несколько изменённой форме, в том виде, в котором её независимо представили в 1935 году два американских физика, Говард П. Робертсон и Артур Уокер.
Давайте вернёмся к работам Хаббла и повнимательней рассмотрим, чего же он добился. Мы знаем, что он разработал космическую лестницу в другие галактики, с помощью которой определил приблизительные расстояния до них. Зная эти расстояния и скорости, он построил диаграмму (см. рис.). Точки имеют некоторый разброс, но всё же по ним можно построить прямую линию, показывающую зависимость между скоростью и расстоянием. Коэффициент пропорциональности (равный углу наклона прямой) теперь называют постоянной Хаббла. С течением времени, по мере развития техники и уточнения результатов, значение этой постоянной существенно изменилось.
Диаграмма Хаббла – график зависимости между расстоянием до галактик и их скоростью
В 1936 году Хаббл собрал все результаты в книге «Королевство туманностей», ставшей со временем классической. Он, как и Хьюмесон, исчерпал возможности 100-дюймового телескопа и в 1948 году в Паломаре принялся изучать ещё более отдалённые галактики с помощью 200-дюймового телескопа. В 1953 году он умер, так и не закончив исследований.
К началу 30-х годов теорию расширяющейся Вселенной приняли большинство учёных. Галактики или группы галактик удаляются от Земли, и чем они дальше, тем быстрее убегают от нас. (Галактики внутри одной группы не разбегаются, потому что их взаимное притяжение больше, чем отталкивание.) Так как все галактики удаляются от нас, может показаться, что мы находимся в центре Вселенной, но это не так. Расширяется пространство между галактиками, поэтому независимо от положения во Вселенной кажется, что все Галактики удаляются.
Но если сейчас Вселенная расширяется, нетрудно сделать вывод, что у неё должно было быть начало. А это значит, что если заставить время течь вспять, то Вселенная сожмётся и будет сжиматься до тех пор, пока всё вещество не окажется в одной точке – результат, на первый взгляд странный, который не понравился ни Эйнштейну, ни Эддингтону. Эддингтону больше нравилось предположение о том, что Вселенная первоначально находилась в состоянии, которое ей приписывал Эйнштейн, т.е. в статическом, когда вдруг что-то взорвалось и она начала расширяться. Это объясняет и проблемы, связанные с началом Вселенной и её плотным первичным состоянием. Но Леметра (возможно, потому что он был священником, а с точки зрения церкви у Вселенной должно быть начало) привлекала гипотеза об исходном сверхплотном состоянии. Он называл эту раннюю сжатую Вселенную первичным атомом. Георгий Гамов, который развил идеи Леметра, в своей книге «Возникновение Вселенной» заметил, что лучше было бы назвать её первичным ядром. Леметр, собственно, и представлял её себе не в виде атома, а в виде ядра, которое делится или расщепляется как уран в атомной бомбе. Деление продолжается до тех пор, пока Вселенная не наполнится элементарными частицами. Этот процесс он описал в книге «Первичный атом» (1951):
