Конечно, Вселенная не обязательно должна сжиматься. Если вначале массам задать скорости удаления друг от друга, то она будет расширяться, а тяготение тормозить разлет. Будет ли разлет или сжатие — зависит от начальных условий, от процессов, которые определили начальные скорости масс.
Правда, А. Эйнштейн ввел в свои уравнения так называемый Λ-член, описывающий еще один вид сил — гипотетические силы гравитационного отталкивания вакуума. Эти силы должны быть слабы и проявляться только на больших космологических расстояниях. Он ввел эти силы специально для того, чтобы построить статическую модель Вселенной без расширения и сжатия. В этом решении силы тяготения вещества уравновешены силами отталкивания.
В уравнениях Фридмана Λ-член также учтен. Силы отталкивания, им описываемые, ослабляют силы тяготения вещества. Но, конечно, чтобы прийти к точному равновесию сил и к модели Эйнштейна, нужен специальный подбор начальных условий. Значит, модель Эйнштейна, предложенная в 1917 году, есть частный случай модели Фридмана.
Другим частным случаем является модель, предложенная голландским физиком В. де Ситтером, в которой нет совсем тяготеющего вещества и господствуют силы гравитационного отталкивания вакуума.
Уравнения Фридмана описывают не только динамику движения масс во Вселенной, но и геометрические свойства пространства, как говорят, степень его искривленности, которая меняется при расширении Вселенной,
А. Эйнштейн сначала возражал против выводов советского математика, но после разъяснений, переданных ему физиком Ю. Крутковым, полностью с ними согласился.
Однако дальнейший ход событий показал, что, несмотря на публикацию статьи А. Фридмана в широко читаемом журнале и признание самого А. Эйнштейна, его работа выпала из поля зрения не только астрономов, но и физиков-теоретиков. Трудно сказать, почему так произошло.
В 1923 году немецкий математик Г. Вейль отметил, что если в пустую Вселенную де Ситтера, где есть только силы гравитационного отталкивания, поместить галактики со сравнительно малой плотностью так, что их тяготением можно пренебречь по сравнению с силами отталкивания, описываемыми Λ-членом, то они приобретут скорости, пропорциональные расстоянию между ними (для сравнительно небольших расстояний).
Другой теоретик X. Робертсон в 1928 году пришел к такому же заключению. Более того, сопоставляя расстояния, вычисленные по данным Э. Хаббла 1926 года со скоростями, полученными В. Слайфером, он нашел приблизительное подтверждение закона пропорциональности скорости и расстояния. Знал ли Э. Хаббл, когда проводил свои исследования, результаты X. Робертсона, неизвестно.
В 1927 году ученик знаменитого английского физика А. Эддингтона Дж. Леметр, в сущности, повторил работу А. Фридмана. Он также пришел к заключению о нестационарности Вселенной. Для небольших расстояний Дж. Леметр также получил линейную связь между скоростью и расстоянием, которая фактически отражает однородность Вселенной. Найденный им коэффициент пропорциональности оказывается близким к коэффициенту, вскоре полученному Э. Хабблом.
Однако в начале своей работы и сам Э. Хаббл, и другие непосредственные участники первых обсуждений его открытия не знали или не помнили всех теоретических исследований. Вероятно, только модель де Ситтера с предсказываемым ею разбеганием галактик в почти пустой Вселенной, а также статическая модель Эйнштейна были единственными схемами, которые принимались тогда во внимание.
Когда мы вместе с А. Шаровым описывали все эти перипетии открытия расширения Вселенной в нашей книге, когда, собирая материалы, изучали статьи, документы, расспрашивали наших зарубежных коллег, мы все пытались понять, почему работы А. Фридмана все же не были оценены по достоинству участниками событий.
Наверное, в какой-то степени сказалось то, что в этих работах А. Фридмана ничего не говорилось о наблюдательной проверке теории, в то время как в других перечисленных теоретических работах этот вопрос разбирался и был близок и понятен астрономам-наблюдателям. Поэтому они больше обращали внимание на работы, где говорилось о наблюдениях.
Итак, в 20-е годы нашего столетия теоретики и наблюдатели установили, что мы живем в расширяющейся Вселенной, взорвавшейся в некоторый момент в прошлом.
Это открытие перевернуло представление о Вселенной как о чем-то грандиозном и в среднем неизменном, содержащем в себе вечный круговорот материи.
Конечно, такое открытие должно было иметь решающее значение для понимания природы времени Вселенной.