Если мы вернемся назад во времени в 1915 год - когда Эйнштейн впервые выдвинул свою общую теорию относительности - трудно представить, как мало мы знали о Вселенной в то время. Мы могли видеть звезды в пределах Млечного Пути, которые находились на расстоянии сотен или даже тысяч световых лет, но не знали способа измерить расстояния до звезд, которые находятся дальше этого. Мы видели туманности, включая спиральные и эллиптические туманности, но еще не было общепринятого мнения, что они являются галактиками или "островными вселенными", как их тогда называли, за пределами самого Млечного Пути. Мы не знали, что Вселенная расширяется, и Большой взрыв еще не был сформулирован. Но с новой теорией гравитации, общей теорией относительности, Эйнштейн обнаружил огромную теоретическую проблему, которая возникла при сравнении его понимания Вселенной с предсказаниями его теории. Если, как думал Эйнштейн, Вселенная была: однородной или одинаковой плотности во всех местах, статичной или не расширяющейся/не развивающейся со временем, и подчинялась законам общей теории относительности, что он сильно подозревал, возникала патологическая проблема: Вселенная должна быть нестабильной. Согласно закону гравитации Эйнштейна, наличие и распределение материи и энергии определяли кривизну пространства-времени, и если бы у вас было равномерное распределение материи в статической Вселенной, вы обнаружили бы, что Вселенная вообще не оставалась бы статичной. Вместо этого, из-за всей этой материи, Вселенная неизбежно бы коллапсировала, сжимаясь и в конечном итоге приводя к сингулярности: тому, что мы теперь знаем как черную дыру.

Во Вселенной, которая не расширяется, вы можете заполнить ее неподвижной материей в любой конфигурации, но она всегда коллапсирует в черную дыру. Такая Вселенная нестабильна в контексте гравитации Эйнштейна, и должна расширяться, чтобы быть стабильной, или мы должны принять ее неизбежную судьбу.

Очевидно, что это еще не произошло и, согласно наблюдениям, не происходило. Сам Эйнштейн знал, что должно быть что-то, что этому препятствует, и поэтому - либо в гениальном порыве, либо в отчаянии, чтобы спасти свою теорию - Эйнштейн ввел новый термин в свои уравнения: космологическая постоянная. Эта космологическая постоянная не была стандартной формой энергии, как материя и излучение, которые состоят из частиц и могут либо распространяться, либо уплотняться под воздействием сил, но скорее космологическая постоянная была формой энергии, которая была присуща самому пространству и всегда выталкивалась наружу: действуя как чистый импульс, отталкивающий объекты внутри пространства друг от друга. Эйнштейн рассуждал, что только путем противодействия внутреннему притяжению гравитации к материи и излучению с помощью внешнего "толчка" космологической постоянной можно достичь статической Вселенной, поскольку должно быть достигнуто некое состояние "равновесия". Но в следующем десятилетии 1920-х годов как теоретические, так и наблюдательные соображения показали, что эта линия мышления Эйнштейна не может быть правильной. Фактически, многие критиковали введение Эйнштейном космологической постоянной для этой цели по одной важной причине: это было концептуальное решение, но в деталях оно было нестабильным. Если бы ваша Вселенная имела какие-либо крошечные несовершенства или неоднородности внутри нее вообще, такие как звезды, планеты или Эйнштейны, она не могла бы оставаться сбалансированной, и ее части были бы обречены на коллапс, в то время как другие были бы вынуждены расширяться. Фреска с уравнениями поля Эйнштейна с иллюстрацией света, изгибающегося вокруг затменного Солнца: ключевые наблюдения, которые впервые подтвердили общую теорию относительности через четыре года после того, как она была впервые теоретически выдвинута: еще в 1919 году.

Тензор Эйнштейна показан разложенным слева на тензор Риччи и скаляр Риччи, с добавленным после этого членом космологической постоянной. Если бы эта константа не была включена, то неизбежным следствием стала бы расширяющаяся (или коллапсирующая) Вселенная.

Первая революция была теоретической и началась с Александра Фридмана в 1922 году. Работая с уравнениями поля Эйнштейна, Фридман стал первым человеком, который показал, как Вселенная, равномерно заполненная: материей, излучением, космологической постоянной, и/или любой другой формой энергии, которую вы можете записать, будет развиваться со временем. Во-первых, примечательно отметить, что такая Вселенная будет или должна развиваться со временем; это явно не соответствует тому, что мы наблюдаем. Тем не менее, Фридман не только упорствовал, но и зашел так далеко, что показал, как именно будет развиваться такая Вселенная и какие факторы будут определять ее будущую эволюцию. То, что обнаружил Фридман, было примечательным: набор уравнений, которые связывали, с одной стороны, общее количество материи и энергии, присутствующих с одной стороны, со скоростью, с которой будет меняться расстояние между любыми двумя произвольными точками в пространстве. Я повторю это еще раз немного по-другому, чтобы вы поняли, насколько это важно: если у вас есть материя и/или энергия, присутствующие во Вселенной и равномерно распределенные по ней, то расстояние между любыми двумя точками в пространстве будет меняться со временем, и скорость, с которой это расстояние меняется, напрямую определяется общей плотностью материи и энергии. Другими словами, пространство не может быть статичным в однородно заполненной Вселенной, как изначально придумал Эйнштейн.

Однако уравнения Фридмана не говорят вам, в каком направлении будет изменяться это расстояние: положительном или отрицательном. Другими словами, Вселенная не может оставаться статичной, но у нее есть два варианта того, как она может развиваться: она может расширяться, при этом расстояние между любыми двумя точками увеличивается со временем, или она может сжиматься, при этом расстояние между любыми двумя точками уменьшается со временем. Это происходит все время в физике: у нас есть уравнения, которые управляют тем, как работает Вселенная, но они не дают вам уникальных решений, а скорее несколько (два или более) возможных решений. Математически существует несколько ответов. Но в нашей физической Вселенной есть только один реальный результат, который когда-либо происходит. Как мы можем узнать, какой результат применимо к нашей Вселенной? Вам нужно взглянуть на саму Вселенную и определить, какое из возможных решений на самом деле физически релевантно. Ответ на этот вопрос можно получить, объединив три различных наблюдения. Наблюдения Генриетты Ливитт за соотношением период-светимость для переменных звезд цефеид, которые научили нас, что если вы измеряете, как быстро цефеида периодически становится ярче и тускнеет, вы можете узнать, насколько она ярче. Наблюдения Весто Слайфера за спиральными и эллиптическими туманностями в небе, которые показали - по тому, как смещалась длина волны их света, - что они двигались с невероятно большими скоростями, и со скоростями, которые обычно указывали на движение от нас, а не к нам. И наблюдения Эдвина Хаббла (и его помощника Милтона Хьюмасона) звезд того же самого класса, который исследовал и каталогизировал Ливитт - переменные