От Дарвина до Эйнштейна

Если я подброшу в воздух связку ключей, они достигнут какой-то максимально высокой точки и затем упадут обратно мне в руку. И лишь на миг – в той самой максимально высокой точке – замрут в неподвижности. Очевидно, за такое поведение отвечает гравитационное притяжение Земли. Если бы мне каким-то образом удалось разогнать ключи до скорости больше 11 километров в секунду, они бы улетели прочь от Земли, как, скажем, беспилотный космический аппарат «Пионер-10». Однако в отсутствие силы, противодействующей притяжению Земли, подвесить ключи в воздухе не получится. В 1920 годы двое ученых независимо показали, что и пространство-время во Вселенной, похоже, ведет себя примерно так же. Эти исследователи – советский математик и метеоролог Александр Фридман и бельгийский космолог и священник Жорж Леметр – применили общую теорию относительности Эйнштейна к Вселенной в целом. Вскоре они обнаружили, что гравитационное притяжение всей материи и давление излучения во Вселенной приводит к тому, что пространство-время либо растягивается, либо сокращается, но точно не способно сохраняться неподвижным и неизменным. Это важное открытие впоследствии заложило теоретическую основу под открытие Леметра и Хаббла, что наша Вселенная расширяется. Но давайте начнем с начала.

В 1917 году сам Эйнштейн[381] первым попытался осмыслить эволюцию Вселенной в целом в свете своих уравнений общей теории относительности. Это послужило толчком к переходу космологических задач из области спекулятивной философии в сферу физики. Расширение Вселенной к тому времени еще не открыли. Мало того что Эйнштейну ничего не было известно о крупномасштабной динамике вещества во Вселенной – в те годы большинство астрономов еще пребывали в убеждении, что Вселенная состоит исключительно из нашей галактики Млечный Путь, а вне ее нет абсолютно ничего. Весто Слайфер уже наблюдал красное смещение (изменения светового спектра излучения, которые впоследствии объяснили удалением излучающего вещества от наблюдателя с определенной скоростью) в «туманностях» («nebulae

»), однако его результаты еще не были ни широко известны, ни верно истолкованы. Астроном Гебер Кертис уже представил некоторые предварительные результаты исследований, свидетельствовавшие о том, что галактика Андромеда – М31 – вероятно, лежит вне Млечного Пути, однако окончательные доказательства этого фундаментального факта – что наша галактика не составляет всю Вселенную – Эдвин Хаббл нашел лишь в 1924 году[382].

В 1917 году Эйнштейн был убежден, что космос на самом крупном масштабе неизменен и статичен, поэтому ему нужно было найти какой-то способ доказать, что Вселенная, описываемая его уравнениями, не рухнет под собственным весом. Чтобы добиться статической конфигурации с равномерным распределением материи, Эйнштейн выдвинул предположение, что должна быть какая-то отталкивающая сила, которая в точности уравновешивает гравитацию.

Поэтому, когда прошло чуть больше года после публикации общей теории относительности, Эйнштейн пришел к блестящему – по крайней мере, на первый взгляд – решению. В своей эпохальной статье под названием «Космологические соображения к общей теории относительности» он ввел в свои уравнения новый член. Этот член привел к неожиданному эффекту – возникновению отталкивающей гравитационной силы! Предполагалось, что всемирное отталкивание действует по всей Вселенной, благодаря чему каждая часть пространства отталкивается от всех остальных частей, а это полностью противоположно поведению материи и энергии. Как мы вскоре обнаружим, масса и энергия искривляют пространство-время таким образом, что вещество стремится к уплотнению. Новый космологический член уравнений ловко сворачивал пространство-время в противоположную сторону – так, чтобы материя расходилась в разные стороны.

Сила отталкивания определялась значением новой постоянной, которую ввел Эйнштейн (помимо уже знакомой нам силы тяготения). Эту постоянную, известную в наши дни как космологическая постоянная, обозначают греческой буквой «лямбда» – l.

Эйнштейн показал, что может подобрать значение космологической постоянной так, чтобы в точности уравновесить гравитационные силы притяжения и отталкивания – и тогда получится статическая, вечная, гомогенная, неизменная Вселенная фиксированного размера. Впоследствии эта модель получила название «Вселенная Эйнштейна». Свою статью Эйнштейн завершил весьма емким заявлением: «Этот член необходим исключительно (выделено мной. – М. Л.) для того, чтобы сделать возможным квазистатическое распределение материи, как того требуют небольшие скорости звезд». Обратите внимание, что здесь Эйнштейн говорит о «скоростях звезд», а не галактик, поскольку существование и движение последних в то время еще лежало за астрономическими горизонтами.