после того скончавшимся. Самому Эйнштейну (да и Фридману) такие решения казались просто странными математическими особенностями теории относительности, не имеющими никакого значения для реального космоса. Статическая Вселенная казалась обоим намного более совершенной и эмоционально приятной. Так что, насколько мы можем судить – притом что Фридман умер, Эйнштейн не желал ничего слушать, а Эддингтон просто не обратил на открытия Леметра никакого внимания, – в конце 1920-х годов лишь один человек на планете постиг то, чему суждено было в конечном счете оказаться самым грандиозным следствием общей теории относительности.
Ничуть не смущенный этим, Леметр принялся за изучение хода расширения Вселенной. Работая у себя дома в Лёвене, на бывшей пивоварне, он стал прослеживать эволюцию размеров трехмерной гиперсферы[61], заполненной различными количествами вещества и темной энергии. Рис. 1 на вклейке показывает разнообразие найденных им решений для различных вселенных, каждая из которых расширяется и эволюционирует в соответствии с общей теорией относительности. Это семейство графиков, рассчитанных Леметром и тщательно нанесенных им на миллиметровку в 1929 или 1930 году, представляет собой один из наиболее замечательных научных документов XX века. Поистине грандиозные по степени своего расхождения с господствовавшим тогда мировоззрением, они буквально изменили мир.
В РАСШИРЯЮЩЕЙСЯ ВСЕЛЕННОЙ ВСЕ ОБСТОИТ ИНАЧЕ. В СВОЕМ РАСШИРЕНИИ ВСЕЛЕННАЯ НЕ ИМЕЕТ НИ ЦЕНТРА, НИ КРАЯ – РАСТЯГИВАЕТСЯ САМО ЕЕ ПРОСТРАНСТВО. ЕСЛИ ЭТО И ВЗРЫВ, ТО ВЗРЫВ ПРОСТРАНСТВА КАК ТАКОВОГО.
В 1929 году Хаббл, в чьем распоряжении по-прежнему был самый мощный в мире телескоп на Маунт-Вилсон, получил сильное эмпирическое подтверждение линейной зависимости между расстоянием до галактики и ее лучевой скоростью. Доказательство было настолько убедительным, что эта зависимость – уравнение (23) в статье Леметра 1927 года – даже была названа законом Хаббла[62], невзирая на то, что Хаббл вообще не упоминал ни о каком расширении Вселенной и до самой смерти не верил в релятивистскую интерпретацию его наблюдений[63]. Тем не менее надо признать, что выполненная им работа была настоящим чудом наблюдательского мастерства. Хабблу помогал Милтон Хьюмасон, бывший погонщик мулов, один из последних астрономов, пришедших в профессию, не имея университетского диплома. Он прилагал поистине героические усилия, чтобы улавливать слабые потоки света от далеких туманностей и определять их красные смещения. Говорили, что на измерение спектра одной-единственной туманности у Хьюмасона уходило три полные ночи тщательнейших наблюдений.
Великолепные наблюдения галактик, выполненные Хабблом и Хьюмасоном, стали переломным моментом в релятивистской космологии. Эддингтон, которому напомнили о статье Леметра 1927 года, распорядился, чтобы английский перевод этой статьи был немедленно напечатан в «Ежемесячных известиях Королевского общества» (Monthly Notices of the Royal Society), и организовал заседание Королевского Общества для обсуждения вопроса. Перед лицом неопровержимых астрономических доказательств Эйнштейн тоже признал, что был неправ. Он резко изменил свою позицию и принял концепцию расширяющейся Вселенной. При этом ему пришлось устранить из уравнений λ-член, который он когда-то специально ввел для обеспечения стационарности Вселенной. Он говорил, что ему никогда не нравился этот член, казавшийся ему грубо нарушающим математическую красоту его теории. О новой, освобожденной от бремени λ-члена и усовершенствованной теории Эйнштейн писал американскому астроному Ричарду Толмэну: «Она действительно стала несравненно более удовлетворительной»[64].
Как ни парадоксально, у Леметра было совершенно иное мнение: он считал, что λ-член Эйнштейна блестяще дополнял его теорию и нужен был, конечно, не для того, чтобы сконструировать статическую Вселенную (такой была мотивация Эйнштейна), а чтобы учитывать энергию, связанную с пустым пространством. В этом с Леметром соглашался Эддингтон, который как-то раз заявил: «Я бы скорее вернулся к теории Ньютона, чем отказался бы от космологической постоянной»[65]. В то время как Эйнштейн добавлял λ-член к левой части своего уравнения, объясняя это геометрическими соображениями, Эддингтон и Леметр рассматривали его как элемент энергетического бюджета Вселенной, за который отвечала правая часть. Если пространство-время есть физическое поле, рассуждали они, разве не должны мы рассчитывать, что оно обладает своими собственными внутренне присущими ему свойствами? Именно это и делает космологическая постоянная: обеспечивает пространство-время энергией и давлением. Так же, как кружка молока содержит определенное количество энергии, измеряемой посредством температуры, λ-член наполняет оказавшееся бы в противном случае пустым пространство «темной энергией» и «темным давлением», количество которых и дается численным значением постоянной. «С λ-членом все обстоит так, как будто энергия вакуума отличалась бы от нуля», – писал Леметр[66].
Антигравитационное действие космологической постоянной возникает из-за того, что давление, которым она наполняет пространство, отрицательно. В отрицательном давлении нет ничего особенно экзотического – это то, что мы часто называем натяжением, как у растянутой резиновой ленты. Отрицательное давление в эйнштейновской теории производит «отрицательное тяготение», или антигравитацию, которая ускоряет расширение пространства.
Когда пространство растягивается, его свойства не изменяются. Его просто становится больше. Поэтому, в отличие от энергии обычного вещества или излучения, темная энергия пространства-времени при расширении пространства не «разжижается» и на огромных пространственных масштабах может даже стать определяющим фактором эволюции Вселенной. В гиперсферических вселенных, соответствующих нижнему семейству кривых на классическом графике Леметра (см. рис. 1 на вклейке), это не так. В этих вселенных плотность темной энергии пространства мала. Вследствие этого гравитационное притяжение полностью доминирует, и то, как изменяется размер Вселенной, очень похоже на траекторию бейсбольного мяча в полете: сначала он начинает расти, затем достигает максимума, прежде чем успевает накопиться и вступить в игру темная энергия, и наконец снова коллапсирует – происходит Большое схлопывание. Но если бы значение космологической постоянной было выше, она смогла бы противодействовать гравитационному притяжению вещества и резко изменить течение космологической эволюции. При достаточном количестве ход расширения Вселенной переходит от «траектории бейсбольного мяча» к «взлетающей космической ракете». Этот тип поведения на диаграмме Леметра соответствует верхнему семейству кривых.
Вообще-то, кроме забот о свойствах пустого пространства, у Леметра была и другая, не менее интересная причина сохранить присутствие – я уже говорил о ней в главе 1. Эта причина имела прямое отношение к обитаемости Вселенной. Тщательно регулируя численное значение, Леметр мог теоретически сконструировать вселенную с большой продолжительностью эры очень медленного расширения, необходимой для того, чтобы в ней могли образоваться галактики, звезды и планеты. Такая «нерешительная» вселенная оказывается намного более благоприятной для жизни, чем многие другие ее версии, найденные Леметром. Она соответствует единственной почти горизонтальной траектории на рис. 1. (Однако если бы Леметр продолжил вычисления, он бы убедился, что даже эта вселенная в конце концов тоже начала бы ускоряться.)
Леметр и Эйнштейн продолжали ссориться из-за «маленькой лямбды» до конца жизни. Они так и не смогли прийти к согласию. Журналисты, выслеживавшие их во время прогулок по лужайкам Атенеума в Калтехе, писали о «маленькой овечке», которая бегает
