500 км/с. Это может означать, что спиральные туманности разлетаются, но их распределение на небе не согласуется с этим, поскольку они имеют склонность к образованию скоплений».

Так осторожно и с оговорками было впервые высказано подозрение о расширении мира туманностей. Тогда еще не было твердой уверенности, что туманности — это звездные системы — галактики, подобные нашей Галактике — Млечному Пути.

Прошло еще несколько лет, и другой американский астрофизик Э. Хаббл доказал, что туманности состоят из звезд, и измерил расстояния до них. Оказалось, что эти расстояния огромны, а туманности — это огромные звездные галактики.

Следующее величайшее открытие, которое сделал Э. Хаббл, — это закон, по которому разлетаются галактики. Сопоставляя скорости их разбегания с их расстоянием от нас, Э. Хаббл нашел в 1929 году, что они — эти скорости удаления — прямо пропорциональны расстоянию. Это и был великий закон, носящий его имя. Конечно, галактики удаляются не только от нас, от нашей Галактики, но и друг от друга — происходит всеобщее расширение Вселенной.

Открытию Хаббла предшествовали теоретические работы, описывающие строение Вселенной на основе новых физических теорий.

К концу 20-х годов космологические модели, основанные на общей теории относительности, были полностью разработаны. Однако они оставались либо вовсе неизвестны астрономам, либо не вызывали у них сколь-нибудь заметного интереса. Вероятно, было несколько причин такого странного положения, когда теоретическое предсказание важнейшего явления природы долго не вызывало интереса тех, кто мог проверить предсказание.

Первая причина, по-видимому, состояла в том, что новые космологические модели строились на основе общей теории относительности, которая очень сложна как математически, так и, самое главное, новыми понятиями о пространстве, времени и сути гравитационного взаимодействия. В те времена не только астрономы-наблюдатели, но даже физики-теоретики не сразу усваивали новые идеи, не сразу понимали их и не стремились применять в конкретных исследованиях.

Итак, первая причина была в сложности теории и разобщенности теоретиков и наблюдателей. Вторая — психологическая. Она, вероятно, состояла в необычности выводов теории, утверждавшей, например, возможность замкнутости пространства или существование начала эволюции нашего мира в прошлом. Астрономам-практикам, с помощью новых телескопов проникавшим все дальше в глубины пространства, психологически было трудно поверить в реальность таких утверждений, в корне меняющих их общее представление о Вселенной.

В 1922–1924 годах советским математиком А. Фридманом были выведены и полностью решены космологические уравнения, следовавшие из теории Эйнштейна и описывавшие общее строение и эволюцию Вселенной в предположении однородности распределения материи в больших масштабах и равноценности всех направлений в пространстве.

Основной вывод из этих решений состоял в том, что в общем случае материя в больших масштабах во Вселенной не может находиться (в среднем) в покое — она должна либо расширяться, либо сжиматься. Это заключение было получено А. Фридманом строго математическим путем. Суть его довольно проста, хотя интерпретация основных выводов А. Фридмана, приводимая ниже, была понята далеко не сразу.

Единственными силами, которые действуют в однородной Вселенной, являются силы тяготения. Поэтому если представить, что в какой-то момент огромные массы во Вселенной в среднем неподвижны друг относительно друга, то в следующий момент под действием тяготения они придут в движение, вещество начнет сжиматься. Галактики с этой точки зрения тоже можно рассматривать как «частички» такого вещества.

Конечно, Вселенная не обязательно должна сжиматься. Если вначале массам задать скорости удаления друг от друга, то она будет расширяться, а тяготение тормозить разлет. Будет ли разлет или сжатие — зависит от начальных условий, от процессов, которые определили начальные скорости масс.

Правда, А. Эйнштейн ввел в свои уравнения так называемый ?-член, описывающий еще один вид сил — гипотетические силы гравитационного отталкивания вакуума. Эти силы должны быть слабы и проявляться только на больших космологических расстояниях. Он ввел эти силы специально для того, чтобы построить статическую модель Вселенной без расширения и сжатия. В этом решении силы тяготения вещества уравновешены силами отталкивания.

В уравнениях Фридмана ?-член также учтен. Силы отталкивания, им описываемые, ослабляют силы тяготения вещества. Но, конечно, чтобы прийти к точному равновесию сил и к модели Эйнштейна, нужен специальный подбор начальных условий. Значит, модель Эйнштейна, предложенная в 1917 году, есть частный случай модели Фридмана.

Другим частным случаем является модель, предложенная голландским физиком В. де Ситтером, в которой нет совсем тяготеющего вещества и господствуют силы гравитационного отталкивания вакуума.

Уравнения Фридмана описывают не только динамику движения масс во Вселенной, но и геометрические свойства пространства, как говорят, степень его искривленности, которая меняется при расширении Вселенной,

А. Эйнштейн сначала возражал против выводов советского математика, но после разъяснений, переданных ему физиком Ю. Крутковым, полностью с ними согласился.

Однако дальнейший ход событий показал, что, несмотря на публикацию статьи А. Фридмана в широко читаемом журнале и признание самого А. Эйнштейна, его работа выпала из поля зрения не только астрономов, но и физиков-теоретиков. Трудно сказать, почему так произошло.

В 1923 году немецкий математик Г. Вейль отметил, что если в пустую Вселенную де Ситтера, где есть только силы гравитационного отталкивания, поместить галактики со сравнительно малой плотностью так, что их тяготением можно пренебречь по сравнению с силами отталкивания, описываемыми ?-членом, то они приобретут скорости, пропорциональные расстоянию между ними (для сравнительно небольших расстояний).

Другой теоретик X. Робертсон в 1928 году пришел к такому же заключению. Более того, сопоставляя расстояния, вычисленные по данным Э. Хаббла 1926 года со скоростями, полученными В. Слайфером, он нашел приблизительное подтверждение закона пропорциональности скорости и расстояния. Знал ли Э. Хаббл, когда проводил свои исследования, результаты X. Робертсона, неизвестно.

В 1927 году ученик знаменитого английского физика А. Эддингтона Дж. Леметр, в сущности, повторил работу А. Фридмана. Он также пришел к заключению о нестационарности Вселенной. Для небольших расстояний Дж. Леметр также получил линейную связь между скоростью и расстоянием, которая фактически отражает однородность Вселенной. Найденный им коэффициент пропорциональности оказывается близким к коэффициенту, вскоре полученному Э. Хабблом.

Однако в начале своей работы и сам Э. Хаббл, и другие непосредственные участники первых обсуждений его открытия не знали или не помнили всех теоретических исследований. Вероятно, только модель де Ситтера с предсказываемым ею разбеганием галактик в почти пустой Вселенной, а также статическая модель Эйнштейна были единственными схемами, которые принимались тогда во внимание.

Когда мы вместе с А. Шаровым описывали все эти перипетии открытия расширения Вселенной в нашей книге, когда, собирая материалы, изучали статьи, документы, расспрашивали наших зарубежных коллег, мы все пытались понять, почему работы А. Фридмана все же не были оценены по достоинству участниками событий.

Наверное, в какой-то степени сказалось то, что в этих работах А. Фридмана ничего не говорилось о наблюдательной проверке теории, в то время как в других перечисленных теоретических работах этот вопрос разбирался и был близок и понятен астрономам-наблюдателям. Поэтому они больше обращали внимание на работы, где говорилось о наблюдениях.

Итак, в 20-е годы нашего столетия теоретики и наблюдатели установили, что мы живем в расширяющейся Вселенной, взорвавшейся в некоторый момент в прошлом.

Это открытие перевернуло представление о Вселенной как о чем-то грандиозном и в среднем неизменном, содержащем в себе вечный круговорот материи.

Конечно, такое открытие должно было иметь решающее значение для понимания природы времени