Книга: Почему небо темное. Как устроена Вселенная

2.1. Расширение Вселенной

2.1. Расширение Вселенной

Расширение Вселенной — это, наверное, самое грандиозное из известных человечеству явлений. Непросто представить себе, что огромные галактики и их колоссальные скопления на протяжении многих миллиардов лет стремительно разлетаются друг от друга, будто гонимые неведомой силой. Еще менее просто принять очевидные следствия такого разлета. Но расскажем обо всем по порядку.

Открытие расширения Вселенной, как и многие другие великие достижения человечества, не было совершено одним человеком и, тем более, не было сделано в результате внезапного озарения. Любому открытию, как правило, предшествует длительная подготовительная работа — часто очень утомительная и не слишком интересная. Наивные анекдоты — например, про Архимеда и ванну, про яблоко Ньютона, про явившуюся Менделееву во сне периодическую систему — отражают лишь завершающий этап открытия, когда исследователю вдруг становится ясно то, над чем он очень долго размышлял.

Расширение Вселенной было открыто и, что не менее важно, правильно интерпретировано как реальное расширение, не сразу и было сделано не в одиночку. Ключевые имена в этой истории — это, конечно, А. А. Фридман (рис. 17) и уже знакомый нам Эдвин Хаббл, однако очень большой вклад был внесен и целым рядом других исследователей. Обнаружение расширения Вселенной неоднократно подробно описывалось и поэтому я остановлюсь лишь на важнейших этапах этой истории.

Рис. 17. Александр Александрович Фридман (1888–1925)

1912 год: Американский астроном Весто Слайфер начинает спектральные наблюдения туманности Андромеды на 24-дюймовом рефракторе Ловелловской обсерватории. К концу года он накопил несколько фотографических пластинок, полученных с многочасовыми экспозициями, и смог оценить систематическое смещение спектральных линий в спектре туманности по сравнению со спектром сравнения (в качестве стандарта лучевых скоростей использовался Сатурн). Результат оказался неожиданным — если интерпретировать смещение спектральных линий как следствие эффекта Доплера, то «мы можем заключить, что туманность Андромеды приближается к Солнечной системе со скоростью около 300 км/с». В конце своей заметки, опубликованной в 1913 году, Слайфер пишет: «расширение работы на другие объекты обещает результаты фундаментальной важности, но слабость спектров делает работу тяжелой, а накопление результатов — медленным».

Это, действительно, было очень непросто. Прежде, чем были получены первые результаты, Слайфер в течение нескольких лет экспериментировал со спектрографом и с фотоэмульсиями, пытаясь повысить эффективность наблюдений слабых объектов. Кроме того, наблюдения приходилось проводить с многочасовыми экспозициями, которые иногда растягивались на несколько ночей — на день пластинка плотно закрывалась в спектрографе, а следующей ночью наблюдения галактики возобновлялись. Дополнительную сложность придавало то, что телескоп, который использовал Слайфер, не был снабжен точной системой ведения, позволяющей автоматически удерживать в центре поля зрения объект, непрерывно меняющий свое положение из-за суточного вращения небесной сферы. Это означало, что длительные наблюдения на нем превращались почти в пытку — астроном ни на минуту не мог отвлечься от процесса наблюдений, так как ему все время приходилось вручную подправлять положение телескопа. (На вопрос, как он выдерживал столь утомительные наблюдения, Слайфер в шутку отвечал, что он «прислонялся к телескопу».)

Ученик Хаббла Алан Сендидж позднее охарактеризует подобные наблюдения так: «Наблюдения у телескопа, даже в наилучших условиях, утомительны. В худшем случае может быть холодно и тоскливо[11]…»

1915 год: Весто Слайфер публикует оценки лучевых скоростей для 15 туманностей. За исключением Андромеды и ее спутника, все остальные объекты демонстрируют смещение линий в красную область спектра, означающее их удаление от нас с типичными скоростями, достигающими нескольких сотен км/с. Максимальная измеренная скорость составляет +1100 км/с у NGC 4594.

В ноябре этого же года Альберт Эйнштейн завершает создание общей теории относительности (ОТО), ставшей основой релятивистской космологии.

1916 год: Джордж Паддок из Ликской обсерватории публикует анализ лучевых скоростей туманностей по данным Слайфера. В своем анализе он учел возможность того, что вся система известных туманностей удаляется, причем не только от нас, но и друг от друга. Для этого он впервые ввел в рассмотрение «К-член» — систематическую добавку к скорости, положительное значение которой означает расширение системы туманностей. (Сейчас «К- член» знаком нам под названием «красное смещение».) Формальное решение, найденное Паддоком, свидетельствовало о реальности такого расширения.

1917 год: Весто Слайфер довел число спиральных туманностей с измеренной скоростью до 25. В своей статье он отмечает, что средняя скорость туманностей составляет 570 км/с, что примерно в 30 раз превышает среднюю скорость движения звезд. Большие положительные скорости «подразумевают, что туманности удаляются со скоростью около 500 км/с». Далее он пишет: «Это может означать, что спиральные туманности разлетаются, однако их распределение на небе не согласуется с этим, поскольку они имеют тенденцию к образованию скоплений».

В этом же году Альберт Эйнштейн публикует первую космологическую модель, основанную на ОТО. Модель Эйнштейна — это пространственно-замкнутая, однородная и изотропная статическая Вселенная. Предположение об однородности и изотропности (сейчас оно называется космологическим принципом ) было введено из соображений простоты, так как оно сильно упрощает решение уравнений. Статичность же модели тоже казалась вполне естественной: «Самое важное из всего, что нам известно из опыта о распределении материи, заключается в том, что относительные скорости звезд очень малы по сравнению со скоростью света. Поэтому я полагаю, что на первых порах в основу наших рассуждений можно положить следующее приближенное допущение: имеется координатная система, относительно которой материю можно рассматривать находящейся в течение продолжительного времени в покое». (Замечательные слова! Эйнштейн использует максимально осторожные формулировки — «на первых порах» и «приближенное допущение», — формально допуская возможность, как бы она ему и ни была неприятна, и нестационарных решений.) Напомню также, что в 1917 году истинная природа «туманностей» еще не была надежно установлена, и Вселенная считалась состоящей из звезд.

Пытаясь создать стационарную модель Вселенной, Эйнштейн столкнулся с тем, что ему необходимо чуть модифицировать свои уравнения поля, введя в них неизвестную фундаментальную константу ? (ее также называют космологической постоянной). Если ?>0, то учет соответствующего члена в уравнениях эквивалентен некоторому отталкиванию, противодействующему гравитационному притяжению обычного вещества. Вспомним «непрерывное чудо» («а continual miracle»), которое потребовалось Ньютону, чтобы предотвратить гравитационный коллапс его Вселенной (см. предыдущую главу). С поправкой на более чем двухсотлетнее развитие науки ?-член Эйнштейна играет роль ньютоновского «чуда»!

Вскоре после публикации работы Эйнштейна, в том же 1917 году, голландский астроном Биллем де Ситтер (рис. 18) нашел решение обобщенных, то есть содержащих ?-член, уравнений Эйнштейна для пустой (плотность обычного вещества ? = 0) Вселенной. Вселенная де Ситтера — это пустой, искривленный, замкнутый мир, равномерно заполненный гипотетической антигравитирующей средой, ответственной за ?-член Эйнштейна. В этом странном мире де Ситтер обнаружил интересный эффект — Вселенная в целом остается статической, однако «частота колебаний света уменьшается с удалением от начала координат. Линии в спектрах очень далеких звезд и туманностей должны, следовательно, быть систематически смещены в красную область, приводя к росту кажущейся положительной радиальной скорости». Здесь речь идет именно о «кажущейся» скорости — красное смещение будет присутствовать в спектрах даже покоящихся относительно наблюдателя объектов, причем величина этого смещения будет пропорциональна квадрату расстояния.

Де Ситтер попытался сравнить это предсказание с наблюдениями, однако ему были доступны измерения лучевых скоростей только для трех туманностей, наблюдавшихся более чем одним наблюдателем. (Одиночным измерениям де Ситтер, видимо, не доверял.) Де Ситтер заключил, что скорости спиральных туманностей, действительно, велики по сравнению со скоростями ближайших звезд, однако «этот результат, найденный только по трем туманностям, практически не имеет ценности». Затем он формулирует, как мы сейчас сказали бы, космологический тест — будущие наблюдения лучевых скоростей спиральных туманностей должны показать, наблюдаются или нет у них большие положительные скорости, и тем самым дать аргументы в пользу модели Эйнштейна или де Ситтера.

Рис. 18. Слева — Биллем де Ситтер (1872–1934) у телескопа, справа — Жорж Леметр (1894–1966) и Альберт Эйнштейн (1879–1955)

Таким образом, в 1917 году были созданы две модели Вселенной. Обе модели были однородными и изотропными, статическими и обе содержали ?-член. Модель Эйнштейна была заполнена веществом, но излучение от далеких объектов не было смещено в красную область спектра. Модель де Ситтера была пустой, но излучение (предположим, что оно там откуда-то взялось) должно было демонстрировать красное смещение. Однако реальная Вселенная содержит и вещество, и красное смещение в спектрах объектов!

1918 год: Немецкий астроном Карл Вирц повторяет анализ Джорджа Паддока и приходит к заключению, что «система спиральных туманностей по отношению к нынешнему положению Солнечной системы, как центра, движется прочь со скоростью примерно 656 км/с». Иногда можно встретить утверждения, что Вирц не знал о работе Паддока, однако это не так, поскольку список туманностей с измеренными скоростями взят Вирцом именно из работы Паддока (в статье Вирца есть прямая ссылка на соответствующую страницу в статье Паддока). В дальнейшем, как это иногда бывает в науке, о вкладе Паддока забыли и введение «K-члена» стали считать заслугой Вирца.

1919 год: 29 мая состоялось солнечное затмение, во время которого две группы английских исследователей, работавших в Бразилии и на острове Принсипи рядом с западным побережьем Африки, измерили угловое отклонение лучей света звезд Солнцем. Величина отклонения в пределах ошибок оказалась близка к предсказанию ОТО. С этого времени ОТО становится общепризнанной теорией гравитации и основой для построения моделей Вселенной.

Выходит статья Харлоу и Марты Шепли, в которой изучаются характеристики шаровых звездных скоплений и спиральных туманностей. Один из выводов статьи — спиральные туманности в целом двигаются от Солнца и от плоскости Галактики. И даже более — скорость туманностей зависит от их видимой звездной величины, что может свидетельствовать о существовании зависимости скорости туманности от расстояния.

1922 год: Карл Вирц анализирует по возросшим данным Слайфера лучевые скорости 29 спиральных туманностей. По-видимому, именно в этой его работе впервые появляется термин «красное смещение» («Rotverschiebung» по-немецки), ставший впоследствии общепринятым[12].

Вирц подтверждает свои предыдущие результаты, а также результаты Паддока и супругов Шепли, о разлете системы туманностей.

1922, 1924 годы: Александр Александрович Фридман публикует две статьи, в которых он показывает, что уравнения ОТО допускают решения, отвечающие однородному пространству, в котором все расстояния изменяются со временем. Фридман решил уравнения в общем виде, то есть с ? > 0 и ?-членом, однако вывод о существовании таких решений справедлив и для ? = 0. Как написал Эйнштейн в 1923 году в заметке, посвященной результатам Фридмана, «оказывается, что уравнения поля допускают, наряду со статическими, также и динамические (т. е. переменные относительно времени) центрально-симметричные решения для структуры пространства». (Появление заметки связано с тем, что сначала Эйнштейн публично не согласился с этими результатами, а затем, убедившись в своей ошибке, так же публично признал их справедливость. Очень редкий случай в истории науки!) Упоминавшиеся ранее модели Эйнштейна и де Ситтера оказались лишь частными случаями решений Фридмана.

Смысл найденного Фридманом решения состоял в том, что наша Вселенная просто не может быть статической — она должна либо расширяться, либо сжиматься. (Как показали позднейшие исследования, статическая Вселенная Эйнштейна, в которой гравитация точно уравновешивается создаваемым ?-членом «антитяготением», неустойчива — малейшее отклонение от этого равновесия приведет к тому, что Вселенная начнет сжиматься под действием гравитации или расширяться под влиянием ?-члена.) В каком конкретно состоянии находится Вселенная, должны были показать наблюдения: «Данные, которыми мы располагаем, совершенно недостаточны для каких-либо численных подсчетов и для решения вопроса о том, каким миром является наша Вселенная…». По воспоминаниям Д. Д. Иваненко, в 1924 году Фридман обсуждал измеренные Слайфером большие лучевые скорости спиральных туманностей на семинаре в Петроградском университете. Он полагал, что эти наблюдения могут быть прямым наблюдательным свидетельством в пользу теории расширяющейся Вселенной, однако исследовать этот вопрос он просто не успел.

?. ?. Фридман не был астрономом или космологом. Чаще всего его называют математиком, геофизиком или метеорологом, поскольку он получил важные результаты во всех этих науках. В 1910 году он закончил математическое отделение физико-математического факультета Санкт-Петербургского университета и был оставлен в университете «для подготовления к профессорскому званию». Во время Первой мировой он, как и Хаббл, добровольцем поступил в армию, служил в авиационных частях, заведовал Центральной аэронавигационной и аэрологической службой фронта в Киеве. После войны Фридман сначала оказался в Москве, а в 1918 году стал профессором кафедры механики Пермского университета. В 1920 году он, наконец, возвращается в Петроград, начинает преподавать в ряде учебных заведений, включая университет и Политехнический институт. В 1925 году он стал директором Главной геофизической обсерватории. Летом 1925 года А. А. Фридман и П. Ф. Федосеенко с научными целями поднялись на аэростате на высоту 7400 м, поставив тем самым рекорд России.

Даже этот очень неполный и краткий набросок основных этапов жизни и деятельности А. А. Фридмана наглядно иллюстрирует его удивительную разносторонность и активность. Как ученый и как организатор науки А. А. Фридман мог бы сделать еще очень многое, однако 16 сентября 1925 он безвременно (ему было всего 37 лет!) скончался от брюшного тифа.

Почти вся жизнь А. А. Фридмана уместилась в записанных сплошным текстом строчках стихотворения Леонида Мартынова:

1923 год: Немецкий математик Генрих Вейль отметил, что, если в модель пустой Вселенной де Ситтера добавить немного вещества, то взаимным тяготением объектов можно пренебречь, а «отталкивающее» влияние ?-члена должно привести к разлету объектов. Для малых взаимных расстояний скорость разлета оказалась пропорциональной расстоянию между объектами. К аналогичному выводу в этом же году пришел и знаменитый английский физик и астроном Артур Эддингтон.

1924 год: Карл Вирц публикует статью под названием «Де Ситтеровская космология и радиальные движения спиральных туманностей», в которой он впервые попытался найти зависимость между красным смещением (z) и расстоянием по данным о 42 туманностях. Расстояний до туманностей у него не было и тогда, предположив, что все они имеют одинаковый линейный размер, Вирц в качестве характеристики расстояния использовал логарифм углового диаметра. Оказалось, что, действительно, чем меньше угловой размер, тем, в среднем, больше радиальная скорость туманности. Зависимость оказалась не слишком отчетливой (коэффициент линейной корреляции был равен -0.455), однако вполне достаточной, чтобы предположить существование реальной связи между z и расстоянием.

В этом и в следующем годах подобными работами с переменным успехом занимались и другие исследователи (например, Людвиг Зильберштейн, Кнут Лундмарк, Густав Стремберг). Результаты были неуверенными, искомая зависимость оставалась миражом: «нанося лучевые скорости против относительных расстояний, мы находим, что между двумя величинами может быть связь, хотя и не очень определенная» (К. Лундмарк, 1924). Причинами такого положения являлись, во-первых, отсутствие надежных оценок расстояний до туманностей и, во-вторых, слишком маленький диапазон доступных лучевых скоростей и расстояний (к этому времени Весто Слайфер уже почти исчерпал возможности своего 24-дюймового рефрактора). Ключ к решению этих проблем был в руках у Эдвина Хаббла, который через несколько лет подключится к поиску наблюдательной зависимости между красным смещением и расстоянием.

1925 год: Жорж Леметр (рис. 18) бельгийский католический священник, астроном и математик, публикует свою первую работу по космологии. Леметр проанализировал модель, описывающую мир де Ситтера в системе отсчета, связанной с внесенными в этот мир пробными частицами. В частности, развивая соображения, высказанные ранее Эддингтоном, он дал математическое описание присущей модели де Ситтера внутренней нестатичности.

1927 год: Жорж Леметр заново открывает нестационарные решения уравнений ОТО. Чисто математически работы Леметра и Фридмана очень похожи (за исключением того, что Леметр в своих уравнениях учел вклад давления излучения). Однако в вопросе о связи модели с реальностью Леметр, сделал следующий важный шаг. Во-первых, он впервые в явном виде выписал ожидаемую в модели расширяющейся Вселенной связь между скоростью и расстоянием: ? ? r. Во-вторых, он проанализировал доступные данные о скоростях и расстояниях галактик (работами Хаббла было уже доказано, что «спиральные туманности» — это «внегалактические туманности» или просто «галактики») и заключил, что между ними, действительно, есть связь. Леметр даже смог оценить значение коэффициента пропорциональности H₀ зависимости ? = H₀?r : H₀= 625 км/с/Мпк. (Коэффициент H₀позднее стали называть «постоянная Хаббла», а саму эту зависимость — «закон Хаббла».) В статье Леметра было впервые публично заявлено, что «скорости удаления внегалактических туманностей представляют собой космический эффект расширения вселенной».

Знал ли Леметр о работах А. А. Фридмана? В своих письмах и воспоминаниях он неоднократно писал, что не знал. Впервые о вкладе Фридмана он услышал от Эйнштейна в октябре 1927 года — через полгода после публикации своей статьи. Когда в 1931 году работа Леметра по инициативе Эддингтона была переведена на английский язык (в оригинале она была издана на французском), Леметр добавил в нее ссылку на статью Фридмана 1922 года, которой не было в исходном тексте 1927 года. (Этот нюанс иногда создает путаницу в вопросе об оригинальности работы Леметра.) Кроме того, при «переиздании» из работы Леметра выпала часть, в которой он сравнивает модель расширяющейся Вселенной с данными о лучевых скоростях галактик.

1928 год: Американский физик и математик Говард Робертсон предпринял вторую попытку оценить значение постоянной Хаббла, правда, не на основе концепции Фридмана-Леметра, а в рамках модели де Ситтера. Независимо от более ранних результатов Вейля, Эддингтона и Леметра, он пришел к выводу, что пробные частицы в модели де Ситтера будут разбегаться, причем при малых r будет приближенно выполняться закон ? ? r. Взяв красные смещения Слайфера и расстояния галактик по Хабблу, Робертсон нашел, что H₀ = 461 км/с/Мпк.

В этом же году начинается программа наблюдений спектров галактик на обсерватории Маунт Вильсон. Для проверки модели де Ситтера Эдвин Хаббл составил список слабых и, вероятно, далеких галактик, у которых было бы желательно получить спектры и измерить лучевые скорости. (О работах Фридмана и Леметра Хаббл в это время не знал, хотя, возможно, знал о результатах Робертсона.) Наблюдениями по этой программе занялся Милтон Хьюмасон, а сам Хаббл посвятил себя оценкам расстояний до галактик с измеренными к тому времени красными смещениями.

1929 год: 17 января в «Труды Национальной академии наук США» поступили две статьи. Первой была небольшая заметка Хьюмасона, в которой он сообщал о результатах измерения лучевой скорости галактики NGC 7619. Скорость галактики — 3779 км/с — оказалась вдвое больше, чем максимальная скорость, измеренная до этого Слайфером.

Во второй статье Хаббл приводит результаты оценки расстояний до 24 галактик, основанные в основном на предположении об одинаковой светимости ярчайших звезд в них. Сравнив эти расстояния со скоростями по данным Слайфера и отчасти Хьюмасона, Эдвин Хаббл приходит к выводу, что существует «…примерно линейная связь между скоростями и расстояниями туманностей, для которых ранее были опубликованы лучевые скорости…» (рис. 19). Наклон этой зависимости (H₀) составляет примерно 500 км/с/Мпк.

Рис. 19. Соотношение скорость — расстояние (по вертикальной оси отложена радиальная скорость галактики в км/с, по горизонтальной — расстояние в мегапарсеках). Из работы Хаббла 1929 года.

Рис. 20. История определения постоянной Хаббла с 20-х по 60-е годы XX века (Тамман 2006). Первые попытки ее измерения были предприняты Жоржем Леметром и Говардом Робертсоном.

По сравнению с ранними результатами других наблюдателей — в первую очередь, Карла Вирца, которого иногда называют «европейским Хабблом без телескопа», и Кнута Лундмарка — данные Хаббла выглядят гораздо более убедительными. В первую очередь это объясняется тем, что Хаббл использовал не косвенные методы оценки расстояний, которые замывали наблюдательную корреляцию, а более прямые. Позднее, однако, оказалось, что шкала расстояний Хаббла была систематически заниженной, причем избежать этого в начале XX века было практически невозможно. Например, тогда использовалось неточная калибровка соотношения период — светимость для цефеид, а именно по этой зависимости определялась светимость ярчайших звезд в ближайших галактиках. Кроме того, на применявшихся Хабблом фотопластинках у относительно далеких галактик нельзя было отличить изображения ярчайших звезд от компактных эмиссионных туманностей. Во всех этих и других систематических ошибках шкалы расстояний постепенно разобрались (рис. 20) и в настоящее время считается, что значение постоянной Хаббла близко к 70 км/с/Мпк (рис. 21).

Рис. 21. Современная версия соотношения скорость — расстояние, построенная с использованием различных методов оценки расстояний до галактик (данные Hubble Space Telescope Key Project). Числа в верхнем правом углу — значения постоянной Хаббла, соответствующие трем разным прямым на рисунке.

Можно ли считать, что работа Хаббла 1929 года ознаменовала собой открытие расширения Вселенной? Да, если смотреть в ретроспективе из нашего времени. Именно эта статья Хаббла, а также его последующая работа по уточнению наблюдательной зависимости ? — r, убедили большинство астрономов в реальности этого явления. Нет, если вернуться в 1929 год.

Хаббл, как я уже упоминал, не знал о моделях динамической Вселенной Фридмана и Леметра и предполагал, что его наблюдения могут быть использованы для проверки модели де Ситтера. В конце своей знаменитой статьи он пишет, что «зависимость скорость — расстояние может представлять собой эффект де Ситтера и, следовательно, в дискуссию об общей кривизне пространства могут быть введены количественные данные». Далее он объясняет, что имеет в виду: «В космологии де Ситтера смещение спектра может происходить по двум причинам — кажущееся замедление атомных вибраций и общая тенденция материальных частиц к разбеганию… Относительный вклад этих двух эффектов должен определять форму соотношения между расстояниями и наблюдаемыми скоростями; и в этой связи можно подчеркнуть, что линейная зависимость… является первым приближением, представляющим ограниченный диапазон расстояний».

Другими словами, есть два «эффекта де Ситтера». Первый эффект появился в 1917 году в статье де Ситтера про пустую Вселенную с лямбда-членом и он состоит в том, что у покоящихся объектов может наблюдаться красное смещение, пропорциональное квадрату расстояния до них. Второй эффект появился позднее в работах теоретиков, показавших, что пробные частицы в модели де Ситтера будут разбегаться под действием отталкивающей силы лямбда-члена, причем на малых взаимных расстояниях должна выполняться зависимость ? ? r. Если один из эффектов доминирует, то можно ожидать как линейную, так и квадратичную зависимость ? ? r. Хаббл, как следует из его слов, считает свои результаты предварительными и полагает, что при наблюдениях более далеких галактик может проявиться нелинейность зависимости ? ? r.

Итак, в начале 1929 года все элементы мозаики заняли свои места — было установлено, пусть еще и не слишком надежно, линейное соотношение скорость — расстояние, Фридманом была создана модель динамической, эволюционирующей Вселенной, эта модель была переоткрыта Леметром и им же сравнена с наблюдательными данными (конечно, еще не столь точными, как у Хаббла) — и, казалось бы, это должно было привести к быстрому признанию картины расширяющейся Вселенной. Однако работы Фридмана и Леметра оставались практически неизвестными, а при интерпретации зависимости скорость — расстояние преобладала осторожность.

Например, в июле 1929 года вышла «листовка» (leaflet) Тихоокеанского астрономического общества с популярным изложением результатов Хьюмасона и Хаббла. В частности, там было написано: «Сложно поверить, что скорости реальны, что вся материя в действительности разбегается от нашей области пространства. Проще предположить, что световые волны удлиняются и линии в спектрах смещаются в красную область, как будто объекты удаляются, по причине некоторого свойства пространства или за счет каких-то сил, влияющих на свет во время его долгого путешествия к Земле».

1930, 1931: Жорж Леметр, узнав о достижениях Хаббла, написал письмо Артуру Эддингтону, в котором он напомнил о своей работе 1927 года. Эддингтон, сам уже начавший заниматься построением модели нестационарной Вселенной, был огорчен, что его опередили. Однако, как он написал в письме де Ситтеру, удар был смягчен тем, что в прошлом Леметр был его — Эддингтона — студентом.

Эддингтон сразу понял значение работы Леметра и ее связь с результатами Хаббла и Хьюмасона. В этом и в последующем годах он и де Ситтер публикуют работы, обращающие внимание на результаты Леметра. Кроме того, в 1931 году по инициативе Эддингтона издается перевод статьи Леметра на английский язык. В том же 1931 году выходит капитальная статья Хаббла и Хьюмасона, в которой они подтвердили существование соотношения v — r на гораздо большем материале: «…наблюдения охватили интервал расстояний в 18 раз больший, чем было в предварительном исследовании… Но форма корреляции остается неизменной… и, таким образом, зависимость скорость — расстояние представляется общей характеристикой наблюдаемой области пространства». По-видимому, именно начало 30-х годов можно считать временем, когда окончательно сложилась концепция расширяющейся Вселенной.

К сожалению, А. А. Фридман не дожил до 30-х годов и не смог принять участие в дальнейшем развитии теории расширяющейся Вселенной. Его результаты были переоткрыты Леметром, которому принадлежат еще много интересных идей в этой области. Отчасти поэтому, вероятно, пионерский вклад Фридмана оказался «в тени» работ Леметра, который в западной литературе долго считался чуть ли не единственным автором модели расширяющейся Вселенной. В этой связи любопытно, что пионеры релятивистской космологии — де Ситтер, Леметр, Робертсон, Эддингтон и не упоминавшийся ранее Ричард Толмен — знали работы Фридмана и, пусть и далеко не всегда, ссылались на них.

Что же касается Эйнштейна, то, как было написано раньше, он публично признал справедливость результатов Фридмана еще в 1923 году. Позднее он также не раз признавал приоритет Фридмана. В 1931 году Эйнштейн, имея в виду расширяющуюся Вселенную, сказал, что первым на этот путь вступил Фридман. В том же году в устном выступлении на тему «Современное состояние теории относительности» он говорит о «русском математике», который пришел к мысли, «что видимая материя находится в состоянии расширения». В приложении к многократно переиздававшейся книге «О специальной и общей теории относительности» Эйнштейн снова отметил, что Фридман показал, что «…уравнения поля допускают решение, в котором „радиус мира“ зависит от времени (расширяющееся пространство). В этом смысле, согласно Фридману, теория требует расширения пространства… Поэтому открытие Хаббла можно рассматривать до некоторой степени как подтверждение теории».

Эдвин Хаббл, поставивший последнюю точку в вопросе о существовании и форме соотношения v — r , относился к своему открытия неоднозначно. Он всегда активно отстаивал свой и Хьюмасона приоритет в открытии линейного соотношения между скоростью и расстоянием галактик, подчеркивал, что оно является «маунтвилсоновским достижением», но никогда не утверждал, что он открыл расширение Вселенной. Сомнения по поводу интерпретации красного смещения в спектрах галактик оставались у него до конца жизни. Например, в популярной заметке, изданной в 1946 году, он написал: «Свет, приходящий к нам от туманностей, теряет энергию, пропорционально пройденному им расстоянию. Этот факт установлен, но его объяснение все еще остается неясным». Определенная непоследовательность Хаббла в этом вопросе, возможно, помешала ему стать первым астрономом, который получил бы Нобелевскую премию по физике. К сожалению, Хаббл просто не успел ее получить — он должен был стать лауреатом премии за 1953 год, однако не дожил до нее несколько месяцев, а посмертно Нобелевская премия не вручается.

Как видно из моего рассказа (конечно, неполного), расширение Вселенной было открыто в результате многолетней и целеустремленной работы многих исследователей — как наблюдателей, так и теоретиков. В области наблюдений основополагающими были работы Слайфера, измерившего красные смещения ближайших галактик, и Хаббла, научившегося оценивать их расстояния. Теоретическая возможность нестационарности нашей Вселенной была открыта Фридманом (поэтическую Вселенную Эдгара По считать серьезной космологической моделью все-таки сложно), Леметр подтвердил это открытие и впервые сравнил наблюдения с теорией. Отчасти курьезом выглядит то, что работы Фридмана и Леметра остались незамеченными, в то время как искусственная модель де Ситтера послужила стимулом для наблюдательных работ по поиску связи ? и r . Окончательный синтез теории и наблюдений сложился в начале 30-х годов, причем очень большой вклад в пропаганду новой картины Вселенной внес Артур Эддингтон.