А вот его предположение о статической вселенной не подтвердилось. С помощью знаменитого стодюймового телескопа Маунт-Вильсон, установленного в Калифорнии, астрономы — в первую очередь Хаббл — занимались изучением расстояний до туманностей и их движением. В 1929 г. Хаббл опубликовал убедительные доказательства разбегания удаленных туманностей; к тому же процесс этот подчинялся строгим закономерностям. Чем больше расстояние до туманности, тем с большей скоростью удаляется она от нас, и отношение скорости к расстоянию является величиной более или менее одинаковой для всех в то время изученных туманностей. Это отношение стало называться постоянной Хаббла. Для наиболее удаленных туманностей скорости разбегания оказались весьма впечатляющими — они доходили почти до более чем 12 тысяч км в секунду. А если учесть колоссальную массу туманности (она в миллиарды раз превышает массу солнца), то такие скорости просто ошарашивают. Тем не менее впоследствии были получены данные, которые показали, что скорости разбегания более удаленных туманностей еще выше.
Знай обо всем этом Эйнштейн в 1917 г., он, вероятно, занялся бы поисками расширяющейся, а не статической модели вселенной. Иными словами, он, скорее всего, считал бы пространство трехмерным аналогом поверхности не просто шара, а расширяющегося воздушного шара. Дело вот в чем. Допустим, туманность для нас аналогична нерасширяющимся точкам на равномерно расширяющемся воздушном шаре. Возможно, первое, что придет в голову, это что все точки будут удаляться друг от друга по поверхности шара с одной и той же скоростью — ведь шар расширяетя равномерно. Но вскоре мы убедимся, что это не так. Возьмем такой простой случай, как ряд точек, А,
Но в 1917 г. ученые считали, что звезды весьма медленно движутся друг относительно друга, и это помешало Эйнштейну. Все же отнюдь не Эйнштейн связал новые результаты наблюдений за разбеганием туманностей с открытыми Фридманом следствиями из уравнений Эйнштейна — моделями расширяющихся вселенных. И даже не Фридман. В 1927 г. бельгийский аббат Жорж Леметр, ничего не зная о работе Фридмана, предложил свою модель вселенной. Леметр основывался на уравнениях Эйнштейна. Модель сначала вела себя как вселенная Эйнштейна, потом расширялась подобно вселенной Фридмана, с тем чтобы по прошествии бесконечного времени превратиться во вселенную того типа, которая была описана де Ситтером. И эта работа тоже могла бы пройти незамеченной — она была опубликована в малоизвестном журнале, — если бы не Эддингтон, который в 1930 г. с энтузиазмом откликнулся на нее. Эддингтон способствовал переводу работы Леметра на английский язык и опубликованию ее в 1931 г. в ведущем английском астрономическом журнале. Наконец-то идея расширяющейся Вселенной была оценена по достоинству. Работа Фридмана также получила запоздалое признание.
Как ни радостно было, что из уравнений Эйнштейна могла, оказывается, вытекать возможность существования расширяющейся Вселенной, но оставались и нерешенные проблемы. Фридман показал, что уравнения Эйнштейна допускали существование самых разнообразных типов вселенных, причем все эти типы принципиально различались между собой. И правда, в 1931 г. Леметр отдал предпочтение такой вселенной, которая образовалась в результате взрыва огромного количества материи, сконцентрированной в необычайно малом объеме. Но мечта Эйнштейна об уникальности Вселенной была разбита; ему вовсе не нравилось обилие возможных интерпретаций его уравнений. И он, и де Ситтер почти с самого начала расценивали введение величины λ как недостаток теории. Они руководствовались при этом эстетическими соображениями. Еще в 1919 г. Эйнштейн весьма изобретательно попытался избавиться от нее, оставаясь в рамках своей замкнутой статической вселенной. Он назвал в этой работе величину λ «особенно существенным дефектом, нарушающим стройность теории». Это действительно так: оговорка по поводу включения λ сделана Эйнштейном уже в основополагающей статье 1917 г. В заключительной части этой статьи написано:
«Правда, для того, чтобы прийти к этому непротиворечивому представлению, мы должны были все же ввести новое обобщение уравнений гравитационного поля, неоправдываемое нашими действительными знаниями о тяготении. Необходимо, однако, отметить, что положительная кривизна пространства, обусловленная находящейся в нем материей, получается и в том случае, когда указанный дополнительный член не вводится; последний нам необходим для того, чтобы обеспечить возможность квазистатического распределения материи, соответствующего фактически малым скоростям звезд».
