В те времена для объяснения устойчивости Вселенной и ее спасения от коллапса самому Ньютону пришлось прибегнуть к представлению о Божественном воздействии. Представьте себе, насколько сложнее придумать объяснение для обнаруженной и предлагаемой Хабблом ситуации с расширяющейся Вселенной. Если бы Вселенная расширялась с постоянной скоростью, то обнаруженная Хабблом линейная зависимость между расстоянием и скоростью должна была сохраняться вечно. Во Вселенной, заполненной материей, в одних областях ее будет больше и там начнется накопление вещества но, соответственно, в других областях будет наблюдаться его дефицит, в результате чего в более плотных областях произойдет коллапс, а в более разреженных начнется расширение этих областей. В конечном счете на очень далеких от нас расстояниях мы должны будем наблюдать все более заметные отклонения галактик от прямой линии на диаграмме Хаббла. Для обоснования постоянного расширения Вселенной необходимо было провести измерения на более далеких расстояниях. Лишь осуществив картографирование и зондирование далеко за рамками области на оси скоростей диаграммы Хаббла, астрономы могут вновь пользоваться красным смещением получаемых из спектральных линий гораздо более удаленных галактик. Вопрос заключался в том, каким образом можно точно измерять расстояния там, где уже нельзя прослеживать и идентифицировать отдельные цефеиды, как это делал Хаббл. Для рассмотрения удаленных галактик необходимо было применять более надежные, если не лучшие, свечи, чем близко расположенные к нам цефеиды.

Ключевое открытие, позволяющее расширить границы применимости закона Хаббла до самых удаленных областей Вселенной, сделал его современник и конкурент (в качестве первооткрывателя темной материи) Фриц Цвикки, обнаруживший новый класс ярких космических «маяков», располагающихся далеко за пределами, которые изучали Хаббл и Мильтон Хьюмасон. В 1943 г. Цвикки и Вальтер Бааде рассчитали, что при некоторых специфических условиях внутри ядра звезды может происходить цепочка ядерных реакций, приводящая к коллапсу. За 10 лет до этого Джеймс Чедвик обнаружил электрически нейтральную субатомную частицу — нейтрон. Это позволило предположить, что при коллапсе звезды от нее может остаться лишь сверхплотное ядро из нейтронов. Это происходит вследствие бурного выброса внешних слоев звезды под воздействием ударных волн, возникающих при взрыве. Остающиеся при этом в ядре нейтроны оказываются «упакованы» настолько плотно, что, например, одна чайная ложка вещества нейтронной звезды должна весить около 10 трлн кг! Из теории Чандры, Цвикки и Бааде следует, что непосредственно перед коллапсом умирающая звезда становится особенно яркой. Их назвали сверхновыми. Предсказав массивным звездам такую печальную участь, Цвикки занялся наблюдениями, пытаясь зарегистрировать в космосе особые, необычайно яркие взрывы, соответствующие их гибели, и даже заказал для обсерватории Маунт-Паломар специально спроектированный для поиска таких объектов телескоп с апертурой 45,7 см. В конце концов астроном обнаружил конечные продукты гибели звезд, но поиски оказались слишком долгими и трудными. История этого открытия Цвикки была отражена в нескольких публикациях газеты The New York Times, включая статью в разделе Science News Review, озаглавленную «В небесах появилась еще одна взорвавшаяся звезда». Позднее выяснилось, что какой-то английский астроном-любитель нечаянно обнаружил первый (то есть первый точно идентифицированный) взрыв сверхновой, который произошел 12 столетий тому назад в созвездии Геркулеса. 29 декабря 1934 г. в журнале Science News Letters было опубликовано сообщение, в котором астроном Харлоу Шепли заявил, что открытие сверхновых звезд следует считать самым выдающимся достижением современной астрономии. Отметив сходство возникающих при таких взрывах объектов, Бааде в статье 1938 г. предположил, что эти объекты можно считать стандартными свечами для астрономических наблюдений, но одновременно отмечал, что сбор необходимых данных может потребовать многолетних усилий{6}.

В этой игре принял участие и Эйнштейн. Вы, возможно, уже заметили, что Эйнштейн оказывался участником (если не центральным действующим лицом) почти всех событий в космологии за последнее столетие. В этой связи полезно проследить историю того, как долго Эйнштейн занимался переделкой уравнений своей общей теории поля, то вводя в них так называемую космологическую постоянную лямбда (Λ), то изменяя ее. Эйнштейн ставил своей целью сохранение описания стабильной (устойчивой) Вселенной и поэтому сам убрал лямбду из уравнений, когда обнаруженное Хабблом расширение сделало ее ненужной и в конечном итоге заставило Эйнштейна сдаться, то есть признать «подвижность» Вселенной.

Позднее, уже в наши дни, выяснилось, что космологический член, с помощью которого Эйнштейн пытался подправить уравнения, оказался ошибкой, неожиданно полезной для современной астрофизики, хотя и совершенно не в той роли, которую первоначально предполагал для нее сам Эйнштейн. В его полевых уравнениях этот член вводился для обозначения сил гравитационного отталкивания, которые должны были тщательно сбалансировать силы притяжения и тем самым сохранить статичность Вселенной. Однако предложенное в уравнениях Эйнштейна космологическое равновесие оказалось шатким и неустойчивым. Любое, даже самое незначительное изменение условий ее существования должно было бы приводить Вселенную к гибели. Состояние Вселенной стало напоминать положение стоящего на цыпочках. При одном легком толчке он просто мог бы упасть.

Но для Вселенной любое малое воздействие может привести к катастрофе. Ничтожное изменение значения лямбды в одну сторону привело бы ее к расширению с ускорением, а с другой стороны, небольшое сжатие приведет к тому, что все существующее (как и предполагал раньше Бентли), придет к полному коллапсу. Кажется, Эйнштейна не беспокоила эта деликатная проблема отсутствия стабильности, но Артур Эддингтон сразу понял связанные с ней сложности.

Эддингтон обратил внимание на результаты, полученные Весто Слайфером, и еще в 1923 г. начал размышлять о глубоком физическом смысле, связанном с величиной лямбды. Когда Хаббл только задумывался о возможности расширения Вселенной, Эддингтон уже считал, что роль космологической постоянной в этом более существенна. Обсуждая данную тему в своем докладе на собрании Международного астрономического союза в сентябре 1932 г. в Кембридже, он не только поддержал предложенные Жоржем Леметром решения уравнений Эйнштейна для расширяющейся Вселенной, но и доказывал возможность существования не равной нулю космологической постоянной. Позднее Эддингтон, описывая свою роль в истории этой эпохи, сравнивал себя с сыщиком: «…я напоминал детектива в погоне за преступником по имени космологическая постоянная. Я уже знаю о существовании преступника, но мне еще ничего не известно о его внешности (например, о том, какой у него рост и т. п.)… Первым делом я разыскиваю его следы на месте преступления. Поиск привел к следам или к тому, что выглядит как следы: разбеганию спиральных туманностей»{7}.

В отличие от Эйнштейна Эддингтон рассматривал лямбду-член в уравнениях не в качестве проблемы, а скорее в качестве решения проблемы, и предполагал, что именно эта константа характеризует силу, вызывающую ускорение за пределами границ измерений Хаббла. Он полагал, что такой эффект легко обнаружится, когда в диаграмму Хаббла будут добавлены данные по более далеким галактикам. Поскольку ускорение представляет собой изменение скорости во времени, Эддингтон понимал, что для выяснения сути задачи необходимо вернуться в прошлое Вселенной и погрузиться во все более удаленные от нас периоды ее истории. В его времена было сложно обсуждать вопрос об экспериментальных наблюдениях такого рода, поскольку тогда не могли измерять расстояния до объектов, лежащих далеко за пределами цефеид, выступавших в качестве единственных «космических линеек».