Главным открытием Фридмана было то, что уравнения Эйнштейна описывают не одну-единственную уникальную вселенную, но допускают создание множества ее моделей. Стационарная вселенная Эйнштейна и пустая вселенная де Ситтера – лишь примеры подобного множества. Одни такие модели выглядят подобно нашей Вселенной, другие отличны от нее. После полного принятия этих идей научным сообществом (в результате публикаций Хаббла и Хьюмасона) ключевым вопросом космологии стал поиск модели, наиболее точно соответствующей реальному миру. В некоторых из моделей использовалась космологическая константа, другие не требовали ее – среди них были самые интересные (то есть самые, кажется, адекватные нашей Вселенной), хотя в 1922 году это, конечно, еще не было очевидно.
Если отбросить наиболее экзотические и представляющие интерес в основном для математиков варианты, модели Фридмана предлагают три основные альтернативы описания Вселенной: все они естественным образом расширяются и не требуют лямбда-члена. Главное, как указывает Фридман, что такое расширение вызывается растяжением самого пространства, а не движением сквозь него какой-то материи. Во вселенной первого типа такое расширение происходит постоянно, хотя и замедляясь со временем из-за гравитации находящейся в ней материи. Поэтому такую вселенную называют открытой. Однако может существовать закрытая вселенная, которая какое-то время расширяется, но затем гравитация становится сильнее этого процесса и заставляет ее снова сжаться. Те и другие могут быть разных видов, с разной скоростью расширения. Но существует и третий, уникальный тип вселенной, находящийся точно посредине. Такая вселенная непрерывно расширяется, постоянно замедляясь, но никогда не останавливаясь окончательно. Она получила название плоской по аналогии с поверхностью сферы или Земли, которая из-за больших размеров может представляться совершенно плоской. Не выдавая слишком много тайн, могу пока сказать, что наша Вселенная неотличима от плоской, хотя может оказаться и открытой, и закрытой.
Перед публикацией своей работы в 1922 году Фридман написал Эйнштейну, прося его одобрения. Ответ коллеги Гамов впоследствии назвал «ворчливым»: Эйнштейн не оценил идеи Фридмана. Но статья была опубликована, и Эйнштейн ответил на нее крохотной заметкой (всего 11 строк!), утверждая, что результаты Фридмана не согласуются с его уравнениями. Затем он обдумал все еще раз и в 1923 году опубликовал еще одну заметку, где брал свои слова назад. Кажется, в тот период Эйнштейн рассматривал решения Фридмана для своих уравнений поля как чисто математически любопытные умозаключения, не имеющие отношения к реальному миру. В сохранившемся в его архиве черновике к заметке 1923 года есть несколько важных слов, не попавших в официальный вариант. Он пишет, что моделям Фридмана «вряд ли можно приписать значимость для физики». Уже через десять лет он будет вынужден изменить свое мнение.
Если бы Фридман продолжал свои исследования, это могло бы случиться и раньше. В 1923 году он изложил свои идеи в книге «Мир как пространство и время»
[153], где рассматривал уравнения как таковые, включая очевидное следствие из них, что если Вселенная расширяется, то в прошлом она была меньше, а изначально могла быть очень маленькой. Ему нравилась идея циклической вселенной, которая расширяется из очень небольшого размера (возможно, точки), достигает определенного размера и затем снова сжимается в точку, запуская новый цикл. Он пишет:
…возможны случаи, когда радиус кривизны мира, начиная с некоторого значения, постоянно возрастает с течением времени; возможны даже случаи, когда радиус кривизны меняется периодически. В последнем – Вселенная сжимается в точку (в ничто), затем, снова из точки, доводит свой радиус до некоторого значения, далее опять, уменьшая радиус своей кривизны, обращается в точку и так далее. ‹…› Бесполезно, за отсутствием надежных астрономических данных, приводить какие-либо числа, характеризующие жизнь нашей Вселенной; если все же начать подсчитывать, ради курьеза, время, прошедшее от момента, когда Вселенная создавалась из точки до теперешнего состояния, начать определять, следовательно, время, прошедшее «от сотворения мира», то получатся числа в десятки миллиардов наших обычных лет
{23}.
И этот текст был опубликован в 1923 году! Это не что иное, как первая научная дискуссия о том, что сейчас известно как Большой взрыв, и первая космологическая оценка возраста Вселенной (преувеличенная всего в несколько раз). Однако в начале 1920-х годов не только Эйнштейн, но и весь научный мир был не готов к революции Фридмана, и после его безвременной кончины некому было продолжить его дело, пока аналогичные идеи не пришли в голову другому ученому.
Заступничество святого отца
Жорж Леметр
[154] был моложе Фридмана на шесть лет. Он родился в бельгийском городе Шарлеруа в 1894 году и учился в иезуитском колледже. В 1914 году ему было двадцать лет, он планировал стать гражданским инженером, но пошел добровольцем в армию. Участие в Первой мировой войне, за которое он был награжден Военным крестом, произвело на Жоржа огромное впечатление и побудило молодого человека совместить карьеру ученого с духовным поприщем (хотя первые мечты о священстве появились у него еще в девять лет). В 1920 году он защитил докторскую диссертацию по физике в Левенском университете (тогда в Бельгии это была, скорее, магистерская степень), изучил теологию и в 1923 году был посвящен в сан аббата. Одновременно с богословскими изысканиями Леметр подготовил работу по теории относительности и получил право на годичное бесплатное обучение в Кембридже (1923–1924) у Артура Эддингтона. Последний говорил, что это «блистательный студент, быстро схватывающий, дальновидный и с огромными способностями к математике»
{24}. Из Кембриджа Леметр отправился в Гарвардскую обсерваторию, где в 1924–1925 академическом году работал с Харлоу Шепли (к тому времени спор о спиральных туманностях подходил к концу) и, среди прочих, Сесилией Пейн. В Америке Леметр познакомился со Слайфером, побывал на собрании в Вашингтоне, где было объявлено об измерении Хабблом расстояния до туманности Андромеды, и лично посетил ученого, чтобы больше узнать о том, как он рассчитывает дистанции между нами и туманностями. Утверждения коллеги разожгли в нем интерес к применению общей теории относительности в качестве модели реальной Вселенной. Он сразу же заинтересовался физическим значением измерений красного смещения.
Проведенные Леметром в Гарварде исследования привели к присуждению ему докторской степени. Так же как Пейн получила свою степень от колледжа Рэдклифф, поскольку обсерватория в те годы не имела права вручать их, Леметру присвоили ученое звание не там, а в Массачусетском технологическом институте в 1927 году за диссертацию «Гравитационное поле в жидкой сфере однородной инвариантной плотности согласно теории относительности». Соответствующие уравнения применимы, конечно, и к вселенной однородной плотности, но здесь все самое интересное происходит, когда плотность не инвариантна, а меняется с течением времени. Часть этой работы была опубликована в статье 1925 года. В ней Леметр показывает, что радиус такой вселенной рос бы со временем: расстояния между всеми точками в пространстве постоянно увеличивались. Он был первым, кто стал утверждать это относительно реального расширения пространства. Однако никто не обратил на это внимания. К тому времени как американская докторская степень была присуждена, Леметр уже вернулся в Бельгию и начал работу в Левенском университете. Там он глубже занялся проблемой согласования космологических моделей на основе общей теории относительности с красными смещениями в работах Слайфера.
