Так восторжествовала интуиция Максвелла, его уверенность в важной роли симметрии в законах, существующих в Природе.

Эйнштейн тоже счел, что полученные им уравнения не полны, так как не отображают важного свойства Вселенной: неизменности ее глобальных свойств. И ввел в уравнения дополнительный член. Он назвал его космологическим членом, чтобы подчеркнуть его значение в описании строения Вселенной, чтобы преодолеть противоречие между уравнениями и своей уверенностью в вечности Вселенной.

Эйнштейн сконструировал космологический член так, чтобы он описывал действие неведомой силы отталкивания, способной на больших расстояниях скомпенсировать силу тяготения, стремящуюся, как это установил Ньютон, стянуть Вселенную в компактные сгустки. Силу, способную удерживать галактики на их местах, несмотря на действие силы тяготения. При этом космологический член был выбран так, чтобы описываемая им сила отталкивания оказывалась малой в масштабах Солнечной системы и даже в масштабах галактик.

Достигнув своей цели, Эйнштейн счел Общую теорию относительности завершенной: уравнения описывают движения двойных звезд, планет, спутников под действием гравитации в точном соответствии с опытом.

Теперь он поставил перед собой следующую грандиозную задачу: создать единую теорию поля. В Общей теории относительности, в ее уравнениях, материя играет основную роль. Она определяет свойства «пространства — времени», его метрику, форму лучей света. Электромагнитное поле играет в этих уравнениях важную, но второстепенную роль. В Общей теории относительности электромагнитное поле существует в пространстве, не оказывая влияния на свойства этого пространства, свойства, всецело определяемые распределением в нем вещества.

В Специальной теории относительности Эйнштейна не удовлетворяло выделенное положение равномерных прямолинейных движений. Ценой неимоверных усилий он создал Общую теорию относительности, описывающую любые движения. Но теперь его мучило выделенное положение гравитационного поля. Он глубоко уверен в том, что поле тяготения и электромагнитное поле войдут в будущую теорию как равноправные сущности. Он стремился создать такую теорию и отдавал этой задаче все силы, все время.

В это время в Ленинграде жил скромный молодой физик и математик Александр Александрович Фридман. О нем мало что было известно до того момента, когда он опубликовал работу «О кривизне пространства». В ней он утверждал: из Общей теории относительности следует, что Вселенная расширяется, что звездные миры, галактики, межзвездное вещество разбегаются постоянно и неотвратимо. Многие вместе с Эйнштейном пожали плечами — какая-то ересь…

Это было в 1922 году, всех ученых волновала таинственная, но злободневная теория относительности. Не было ничего удивительного в том, что Фридман, который был занят важнейшей научной проблемой — внедрением математики в метеорологию, решил проверить, имеют ли уравнения Общей теории относительности, помимо стационарного, не зависящего от времени решения, найденного Эйнштейном, другие решения — нестационарные, зависящие от времени.

Тогда мало кто из ученых хорошо знал уравнения Общей теории относительности и до конца понимал ее физическую структуру. Но еще меньшее число физиков, буквально единицы владели математическими методами, необходимыми для активной работы с этой теорией. Фридман был одним из них.

Преодолев огромные трудности, он нашел новое — нестационарное, то есть зависящее от времени, — решение уравнений Эйнштейна. Оно утверждало: Вселенная развивается и видоизменяется, все время испытывая расширение. Математика в полном соответствии со здравым смыслом подсказывала, что расширение началось в некоторый начальный момент. Но состояние Вселенной в этот момент — в математической интерпретации — выглядело совершенно невероятным. Вся материя и вся энергия должны были в этот начальный момент быть сосредоточены в бесконечно малом объеме.

Фридман изложил свой результат в статье, опубликованной в солидном физическом журнале. Она осталась незамеченной физиками, а тем более широкой публикой, но Эйнштейн не мог пройти мимо этой статьи. Прочитал ее и совершил необычную для него ошибку. Он переоценил силу своей интуиции. Он все еще находился под гипнозом общепринятой уверенности в вечной неизменности Вселенной. Эта неизменность проявляла себя в масштабах, при которых все грандиозные процессы, все звездные системы кажутся мелкими и не играющими роли.

Проверив, вероятно, без должного внимания, соответствуют ли решения, полученные Фридманом, уравнениям Общей теории относительности, Эйнштейн пришел к выводу, что они неверны. Как это принято в научном мире, Эйнштейн с полным сознанием своей правоты послал в тот же журнал короткую заметку с указанием на ошибку, допущенную Фридманом, и на то, что работа Фридмана, по существу, укрепляет вывод о стационарности Вселенной.

Фридман обсуждал с коллегами свою статью и заметку Эйнштейна. Его поддержали, и он укрепился в своем мнении. В это время физик Ю. А. Крутков собирался в Берлин. Фридман попросил его передать Эйнштейну письмо, в котором разъяснял возникшую ситуацию.

Крутков посетил Эйнштейна. Эйнштейн прочитал письмо и написал вторую краткую заметку в тот же журнал. В нескольких строках сообщил, что, знакомясь со статьей Фридмана, допустил математическую ошибку, что работа Фридмана правильна и «открывает пути».

Так Ньютон двадцатого века еще раз доказал свою научную принципиальность, уважение к научной этике

Во всех последующих работах, относящихся к космологии, в том числе в попытках создания единой теории поля, Эйнштейн исходил из справедливости решения Фридмана и указывал на его приоритет.

Как показало дальнейшее, Эйнштейн и на этот раз оказался пророком в науке. Работа Фридмана действительно открыла новые пути в познании Вселенной. Это признали все, когда астроном Э. П. Хаббл в 1929 году, систематизируя свои наблюдения, установил, что все далекие туманности разбегаются одна от другой, удаляясь в пространство. Скорость их разбегания тем больше, чем дальше они расположены в момент наблюдения.

Так решение Фридмана выдержало проверку опытом. Для того чтобы не отвлекаться в дальнейшем, следует уже здесь дать несколько пояснений к результату, полученному Хабблом. Чтобы количественно охарактеризовать скорость разбегания туманностей, Хаббл ввел в свои вычисления постоянную величину, определяющую отношение скорости удаления конкретной туманности к расстоянию до нее в момент наблюдения. При этом он применял для измерения скорости километры в секунду, а для измерения расстояния привычную для астрономов единицу длины — парсек. Они называют расстояние, равное миллиону таких единиц, мегапарсеком (сокращенно Мпс). Для любителей определенности следует сказать, что парсек (пс) равен 3 1013 км, а мегапарсек равен 3 1019 км.

В 1929 году Хаббл определил постоянную, называемую теперь в его честь постоянной Хаббла, равной 500 километрам в секунду на Мпс. В 1950 году на основе дополнительных наблюдений ее считали равной 200 тех же единиц. В 1957 году астрофизики считали ее равной 75, а в 1962 году большинство из них склонялись к 100. Это показывает, сколь сложным является определение величины постоянной Хаббла. В настоящее время считается, что постоянная Хаббла ближе всего к величине 50 км/сек на