Как-то вечером все трое коллег отправились в кино на фильм ужасов «Глубокой ночью»[174], построенный на идее повторяющегося кошмара. У сюжета нет начала и конца: с какого бы места вы ни начали смотреть, в итоге этот эпизод повторится и впечатление от фильма не будет нарушено. Несколько дней спустя Голд предположил, что аналогично может быть устроена и Вселенная. Ее тоже можно «начать смотреть» с любого места, и она, вероятно, не имеет ни начала, ни конца. Так появилась альтернатива леметровским фейерверкам: расширяющаяся вселенная, которая в целом постоянно выглядит одинаково, где в промежутках между разбегающимися галактиками возникает новая материя – постепенно, а не вся сразу[175]. Поначалу идея непрерывного творения внушила им отвращение[176], но затем они убедили себя, что их вариант ничем не хуже: в конце концов, должна же была материя откуда-то взяться.

Сначала ученые хотели опубликовать единую работу под всеми тремя именами. Но быстро выяснилось, что их позиции разнятся: Бонди и Голд больше интересовались некими философскими аспектами модели, в то время как Хойл пытался увязать ее с общей теорией относительности. Чтобы добиться этого, он ввел уже упоминавшееся в начале этой главы понятие поля творения (C-field) в контексте расширения вселенной. В книге воспоминаний «Дом там, где дует ветер» Хойл находит изящное объяснение: чтобы компенсировать положительную энергию вновь созданных частиц, поле творения привносит во Вселенную отрицательный заряд, и это вызывает расширение пространства. Хойл утверждал, что этот вывод сам собой родился из уравнений и «очень удивил» его. Стационарная вселенная расширяется именно потому, что творение непрерывно и в общем и целом ее энергетический заряд сбалансирован: он не становится ни меньше, ни больше. В 1948 году ученый заявил, что новые частицы, вероятнее всего, представляют собой нейтроны (поскольку нейтроны спонтанно распадаются на протоны и электроны – составные части атомов водорода) и создаются в расширяющемся пустом пространстве со скоростью, равной одному атому водорода на кубический метр за 10 млрд лет. Этот тезис, в свою очередь, заставил его исследовать синтез других элементов внутри звезд… Итак, в 1948 году в свет вышли две отдельные работы: одна Бонди и Голда, другая Хойла.

Суть подхода Бонди и Голда хорошо отражена в предложенном ими понятии «совершенного» космологического принципа. Обычный космологический принцип гласит, что Вселенная выглядит отовсюду практически одинаково и к ней везде применимы единые законы физики. «Совершенный» космологический принцип добавляет, что Вселенная выглядит практически одинаково еще и в любой момент времени. Хойл ненавидел это название и в своих отзывах о работе Бонди и Голда предпочитал называть их версию космологического принципа расширенной. Историк Саймон Миттон суммировал различие подходов ученых следующим образом: Бонди и Голд шли от философии и пытались подобрать к ней модель, а Хойл шел от уравнений и пытался уже на них основать философию.

Итогом стала развернувшаяся в 1950-е годы дискуссия между теориями Большого взрыва и стационарной, или стабильной, Вселенной, которые сначала считались практически равнозначными (правда, в стационарную модель верило больше ученых). К счастью, существовал способ проверить, какая из этих моделей лучше описывает реальную Вселенную. Если справедлива стационарная версия, число галактик в заданном объеме пространства (численная плотность) должно быть стабильным во все времена. Если же верна теория Большого взрыва, то раньше эта плотность была больше. Вопрос в том, можно ли утверждать, что плотность галактик увеличивается с ростом их удаленности от нас, ведь удаленные галактики мы видим такими, какими они были много миллионов лет назад.

Как раз в это время, после изобретения радара во время Второй мировой войны, появилась радиоастрономия и было обнаружено, что некоторые галактики излучают значительно больше энергии на длинах радиоволн, чем в форме видимого света. Это означало, что их можно «увидеть» на значительно большем расстоянии, чем обеспечивает телескоп. Тогда не существовало способов измерения расстояний до этих «незримых» галактик, но в принципе представлялось разумным, что чем сильнее сигнал, тем ближе такая радиогалактика к нам; аналогичный принцип исповедовал Хаббл в отношении видимых галактик.

Подсчет тусклых радиогалактик был начат группой кембриджских радиоастрономов под руководством Мартина Райла[177]. Хойл и Райл находились в отношениях, далеких от дружеских, и Райл постарался сделать так, чтобы теоретики ничего не знали о его исследованиях до момента обнародования результатов. В 1955 году он выступил в Оксфордском университете с лекцией, на которой заявил: «Представляется, что наблюдения никак не могут быть объяснены в рамках стационарной теории». Впрочем, это заключение было преждевременным. В том же году австралийские радиоастрономы сообщили, что их подсчеты галактик соответствуют предсказаниям стабильной модели. Оказалось, что в кембриджские расчеты вкралась ошибка[178] – стремление Райла посрамить Хойла сделало его слишком самоуверенным. Чтобы решить наконец проблему, необходимо было провести намного более масштабное исследование с использованием самых передовых телескопов с максимальным разрешением, позволяющих заглянуть насколько возможно далеко в глубь Вселенной и веков. В начале 1960-х годов дискуссия начала подкрепляться результатами подобных исследований: они медленно (и не совсем верно) стали сдвигать баланс мнений в сторону стационарной модели. Но все эти исследования померкли (по крайней мере, в контексте происхождения Вселенной) перед открытием космического микроволнового фонового излучения. Примерно на этом месте мы начали повествование в нулевой части книги, пришла пора пойти дальше.

Хотя открытие и исследование реликтового излучения склонило множество ученых к модели Большого взрыва, в середине 1960-х годов все еще велись споры относительно значения постоянной Хаббла и явного противоречия между предполагаемым возрастом Вселенной и расчетным возрастом самых старых звезд. В течение последующих лет наблюдения постепенно уточнялись, внося некоторую ясность, однако должно было пройти еще три десятилетия, прежде чем новейшая технология привела к столь же важному прорыву, каким было открытие Хаббла и Хьюмасона. Этой новой технологией стал космический телескоп «Хаббл» (Hubble Space Telescope, HST), позволяющий ученым увидеть Вселенную в недостижимых ранее подробностях и завершить калибровку шкалы расстояний на основе цефеид, начатую самим Хабблом. Важность этого аспекта миссии телескопа подчеркнута коллективом работающих с ним исследователей: они назвали своим ключевым проектом определение значения переменной Хаббла с точностью до 10 % или менее с использованием в целом тех же основных приемов, которые применял Хаббл. Все остальное в работе HST, включая прославившие его великолепные фотографии космических объектов, не столь важно.