Эта модель космоса, выведенная Эйнштейном из его общей теории относительности, была элегантна и завораживала, но, казалось, оставалось одно нарушающее гармонию препятствие, которое нужно было ликвидировать. Его теория требовала от вселенной, чтобы она была либо расширяющейся, либо сжимающейся, но не статичной, ведь из его уравнений поля следовало, что статичная вселенная не могла бы существовать, поскольку гравитационные силы заставили бы материю собраться в одном месте.
Это противоречило тому, что тогда наблюдало большинство астрономов. Насколько они знали и могли в то время видеть, Вселенная состояла только из нашей галактики Млечный Путь, и та казалась достаточно стабильной и статичной. Звезды только слегка смещались, а если бы Вселенная расширялась, они бы быстро угасали. Другие галактики, такие как Андромеда, воспринимались просто как необъяснимые размытые пятна на небе. (Американцы, работавшие в обсерватории Лоуэлла в Аризоне, заметили, что спектры некоторых таинственных спиральных туманностей были сдвинуты в красную область спектра, но ученые еще не поняли, что это были далекие галактики, удаляющиеся с ускорением от нашей.)
Если устоявшиеся стереотипы в физике вступали в противоречие с его элегантными теориями, Эйнштейн был склонен пересматривать стереотипы, а не свою теорию, и часто его упрямство бывало вознаграждено. В данном случае его уравнения гравитационного поля как будто говорили – а в действительности кричали, – что традиционное представление о стабильной Вселенной неправильно, и его нужно отбросить так же, как концепцию Ньютона об абсолютном времени13.
Но на этот раз он сделал то, что он назвал “небольшой модификацией” своей теории. Чтобы удержать материю во Вселенной от коллапса, Эйнштейн добавил в уравнения общей теории относительности силу “отталкивания” – небольшой дополнительный член, уравновешивающий гравитационный член в общей системе.
В своих пересмотренных уравнениях Эйнштейн ввел этот дополнительный член, равный космологической постоянной, обозначаемой греческой буквой X, умноженной на метрический тензор gmn таким образом, чтобы они описывали стабильную, статическую Вселенную. В своей статье 1917 года он почти извинялся: “Мы признаем, что вводим в уравнения поля дополнительный член, не основанный на наших реальных знаниях о гравитации”.
Он назвал этот новый член “космологическим членом” или “космологической константой” (в качестве его определения он использовал немецкие слова kosmologische Glied). Позже[60], когда было обнаружено, что Вселенная на самом деле расширяется, этот член как будто стал лишним, и Эйнштейн назвал его введение своей “самой большой ошибкой”. Но и сегодня, когда стало ясно, что Вселенная расширяется ускоренно, введение этого космологического члена снова стали считать полезным, пожалуй, даже необходимым14.
В течение пяти месяцев 1905 года Эйнштейн перевернул физику, введя в нее понятие квантов света, специальную теорию относительности и статистические методы, доказывающих существование атомов. Теперь, в 1917 году, как раз заканчивался более длительный период его интенсивной творческой работы – с осени 1915 до весны 1917 года, – который Деннис Овербай назвал “возможно, самой грандиозной работой в истории физики, выполненной одним блестящим человеком”. Кажется, что его первый взрыв творческой активности в бытность патентным клерком потребовал на удивление небольших усилий. Но этот более поздний рывок был трудным и изматывающим, он потребовал от него напряжения всех сил, и к окончанию этой титанической работы он был истощен и страдал от желудочных болей15.
За это время он обобщил теорию относительности, вывел уравнения поля для гравитации, нашел физическое объяснение квантам света, высказал предположение о том, что кванты скорее связаны с вероятностью, чем с детерминированностью[61], и выдвинул концепцию структуры Вселенной как целого. В обращении и с самыми маленькими мыслимыми вещами – квантами, и с самыми большими – самим космосом Эйнштейн доказал, что он великий мастер.
В это время появилась возможность впечатляющей экспериментальной проверки общей теории относительности, которая могла бы позволить измученным войной людям отвлечься и помочь им исцелиться. Она была основана на простой концепции, которую каждый мог понять: гравитация должна искривить траекторию света. В частности, Эйнштейн предсказал, на какую величину отклоняется свет от далекой звезды при его прохождении через сильное гравитационное поле, окружающее Солнце.
Чтобы проверить это предположение, астрономы должны были бы начертить траекторию звезды в обычных условиях. Потом они должны были бы подождать, пока расположение звезды относительно Солнца будет таким, что свет от этой звезды пройдет в непосредственной близости от него, и посмотреть, изменится ли положение звезды.
Было одно важное препятствие. Такое наблюдение возможно только при полном затмении, когда звезды можно увидеть и сфотографировать. К счастью, природа случайно выбрала для размеров Солнца и Луны такие удобные для нас пропорции, что каждые несколько лет случаются полные затмения, причем в те моменты времени и в тех местах, которые идеально подходят для таких наблюдений.
В статье Эйнштейна 1911 года “О влиянии гравитации на распространение света”, и в работе, описывающей его проект теории (Entwurf), опубликованной в следующем году, он подсчитал, что луч света, проходящий вблизи Солнца, отклонится (с учетом некоторых более поздних исправлений) примерно на 0,85 угловой секунды. Это значение совпадало с результатом, который можно получить с помощью эмиссионной теории, в частности ньютоновской, в который свет рассматривается как поток частиц. Как упоминалось ранее, попытка проверить этот результат во время затмения августа 1914 года в Крыму была сорвана войной, и этим Эйнштейн был спасен от возможного обвинения в том, что его теория неправильно описывает эксперимент.
В конце 1915 года, когда он нашел уравнения поля и вычислил кривизну пространства – времени, вызванную гравитацией, он получил для отклонения вдвое большее значение. Свет, проходящий рядом с Солнцем, по его расчетам, должен был отклониться примерно на 1,7 угловой секунды.
В своей популярной книге по теории относительности, вышедшей в 1916 году, Эйнштейн описал еще одну возможность проверки этого вывода учеными. “Это должно было бы проявляться в том, что неподвижные звезды, видимые вблизи Солнца при полных солнечных затмениях, казались бы смещенными на 1,7 угловой секунды по сравнению с тем положением, которое они занимают в том случае, когда Солнце находится в другом месте неба [62], – утверждал он. – Проверка правильности этого вывода представляет собой задачу чрезвычайной важности, и мы надеемся на скорое решение ее астрономами”16.
