Это удивительно похоже на идею «полей творения» (C-field), предложенную в конце 1940-х годов Фредом Хойлом, не имевшим ни малейшего представления о неопубликованной работе Эйнштейна. В отличие от Хойла, вместо того чтобы вводить отдельное поле, Эйнштейн описал процесс творения с помощью космологической постоянной. Однако в этот момент, как он вскоре понял, его аргументация развалилась. Подходящим решением уравнений с таким применением постоянной стало бы пустое пространство (с нулевой плотностью) и в силу этого невозможностью создания материи! Рукописные пометки автора доказывают, что он понял свою ошибку, но современные читатели остаются в недоумении, почему он не ввел отдельное поле творения, как Хойл. Вероятнее всего, это связано с убеждением Эйнштейна, что Вселенная должна быть простой (вспомним, что впоследствии он называл введение космологической постоянной своим величайшим промахом). Эта любовь к простоте вскоре проявилась еще в одной космологической модели, которую ученый разработал совместно с голландским астрономом Виллемом де Ситтером и опубликовал в 1932 году.
Чем проще, тем лучше
В том же 1932 году Джеймс Джинс[161], британский физик и знаменитый популяризатор научного знания, писал:
Снаружи кажется, что вся вселенная равномерно расширяется, подобно поверхности надуваемого воздушного шара, со скоростью, удваивающей ее размеры каждые 1400 млн лет ‹…› Если космология относительности Эйнштейна верна, у туманностей нет вариантов: свойства пространства, в котором они находятся, вынуждают их разлетаться.
Здесь подчеркнута разница между моделью Эйнштейна – де Ситтера и идеями каждого из них по отдельности до исследований Хаббла (и Леметра). Одной из ключевых особенностей модели, разработанной Эйнштейном и де Ситтером, стала ее согласованность с наблюдениями, а не с чистым интересом к математическому аспекту общей теории относительности, как это было в ранних работах Фридмана, де Ситтера или даже Эйнштейна. Совместная статья Эйнштейна и де Ситтера, написанная в январе и опубликованная в марте 1932 года, называлась «О соотношении расширения и средней плотности Вселенной». В ней всего две странички, и в некотором смысле в работе не говорится о космологических моделях ничего нового, не сказанного ранее Фридманом и Леметром. Поэтому иногда приходится слышать, будто она была опубликована и замечена лишь из-за громкого имени Эйнштейна. Однако это неверно. Важность статьи заключается в попытке описания реальной Вселенной, а не абстрактной математической модели. В ее названии упомянута Вселенная, а не вселенная. Это важнейший шаг вперед.
Эйнштейн и де Ситтер знали, что Вселенная расширяется – им даже была известна скорость этого процесса (постоянная Хаббла), хотя сегодня мы знаем, что она значительно преувеличена. Другой поддающейся наблюдению характеристикой Вселенной, как они понимали, была плотность, для оценки которой следовало подсчитать число галактик (и количество вещества во всех звездах в них) на единицу космического пространства. Этих двух чисел хватило бы для определения судьбы Вселенной: расширяется ли она достаточно быстро, чтобы преодолевать гравитационное сжатие и продолжать это расширение вечно (открытая Вселенная с отрицательной кривизной), или же ее плотность достаточно велика, чтобы вначале остановить расширение, а затем вынудить Вселенную сжаться обратно в сверхплотное состояние (закрытая Вселенная с положительной кривизной). Однако существует всего один особый случай – чуть ли не самое простое решение уравнений, – именно он привлек внимание Эйнштейна и де Ситтера.
Вселенная, находящаяся точно между состояниями открытой и закрытой (так называемая плоская вселенная), может быть достаточно просто описана математически с помощью уравнений общей теории относительности. Кроме того, в самом простом виде эта вселенная гомогенна (однородна) и изотропна (одинакова во всех направлениях). Как мы уже видели, Фридман первым открыл плоскую модель вселенной наряду с другими возможными математическими построениями. Но он не увязал ее с наблюдениями за реальной Вселенной. Не сделал этого и Леметр. Именно это выделяет работу Эйнштейна – де Ситтера 1932 года. Они указали, что если значение постоянной Хаббла известно, то можно рассчитать плотность плоской Вселенной и сравнить ее с реальными наблюдениями. Для постоянной Хаббла в 500 км в секунду на мегапарсек требуемая плотность равнялась бы 4 × 10−28 грамма материи на кубический сантиметр пространства. Поскольку современные оценки постоянной Хаббла по причинам, которые скоро станут очевидны, сегодня почти в десять раз меньше, чем думал сам Хаббл, современный вариант этих вычислений дает меньшую плотность – чуть больше 10−29 грамм на кубический сантиметр. Если бы вся эта материя имела форму атомов водорода и была распространена равномерно, она была бы аналогична одному атому на миллион кубических сантиметров космоса.
Стоит отметить, что эти рассуждения в свое время использовались как мощный аргумент в пользу стационарной Вселенной. Чтобы заполнить появляющиеся пустые пространства в расширяющейся вселенной, достаточно создавать по нескольку атомов водорода то тут, то там. Как повторял Фред Хойл, это в принципе не более сомнительно, чем мысль, что вся материя во Вселенной появилась одновременно при Большом взрыве. В наши дни Хойла порой представляют безумным ученым со странными идеями, но (как подтверждает и тот факт, что схожие концепции обдумывал и Эйнштейн) в его время (вплоть до открытия реликтового излучения) стационарная модель рассматривалась как полноправная альтернатива модели Большого взрыва.
В 1930-е годы было уже ясно, что даже во всех ярчайших звездах видимых галактик не хватит материи, чтобы утверждать, что Вселенная плоская. Но было также ясно, что объем материи ненамного меньше, чем требуется, конечно, с учетом разнообразия математических конструкций. Космологи не рассуждали терминами числа атомов водорода на миллион кубических сантиметров, они использовали так называемый параметр плотности, обычно обозначаемый греческой буквой «омега» (Ω), исходя из того, что в плоской вселенной Ω = 1. Если во Вселенной вдвое меньше материи, чем нужно для ее плоской модели, то Ω = 0,5; если там всего треть необходимого объема, то Ω = 0,3 и так далее. Количество видимой материи в нашей Вселенной дает приблизительно Ω = 0,1, то есть мы наблюдаем примерно в десять (или чуть более) раз меньше вещества, чем требовалось бы для того, чтобы считать нашу Вселенную плоской. Разница кажется значительной, но уравнения допускают любое значение Ω в моделях вселенных – например, она могла бы равняться одному миллиарду или одной миллиардной, триллиону триллионов или одной триллионной части одной триллионной части и так далее. Поэтому еще в начале 1930-х годов, когда космология впервые стала искать количественные выражения своих принципов, стало очевидно, что плотность реальной Вселенной подозрительно близка к значению, необходимому для ее плоского состояния{26}. Эйнштейн и де Ситтер сочли разумным предположить, что она и есть плоская, просто мы видим не все ее содержимое. Хотя оценки плотности Вселенной в 1932 году не вполне соответствовали этой модели, ученые писали:
Она, безусловно, имеет нужный порядок величины, и мы должны заключить, что в настоящее время можно представить факты, не оценивая кривизну трехмерного пространства. Эта кривизна, впрочем, в принципе определяема, и увеличение точности данных, извлекаемых из наблюдений, поможет нам в будущем уточнить порядок и определить значение.
Чтобы добиться значения Ω = 1, достаточно обнаружить необходимое количество невидимой материи (сейчас мы называем ее темной), дополняющей материю ярких звезд. Хотя в тот момент идея темной материи, обеспечивающей Вселенной плоскую модель, не была принята всерьез, существует и другой способ примирить наблюдения с концепцией плоской Вселенной – уточнить постоянную Хаббла в надежде, что тот ее переоценил. Если ее значение окажется достаточно малым, то Вселенная сможет быть признана плоской даже без сокращения ее плотности (это также повысит оценку времени, прошедшего с момента Большого взрыва, и, возможно, согласует между собой оценки возраста Вселенной и звезд). В итоге модель Эйнштейна – де Ситтера (плоская, гомогенная и изотропная) стала краеугольным камнем космологии (отчасти из-за ее максимальной простоты). Ее преподавали многим поколениям студентов (в том числе и мне), несмотря на неясность значения Ω и постоянной Хаббла[162]. В течение нескольких десятилетий усилия космологов ограничивались поисками постоянной Хаббла, поскольку более ничего предпринять было нельзя. Затем, как мы увидим, стало возможным оценить количество темной материи во Вселенной и точно выяснить значение Ω.
