Разочарование Эйнштейна тем, что общая теория относительности не смогла дать единственного решения, соответствующего наблюдаемому космосу, восходит к его ранним попыткам применить свою теорию к космологии. В 1917 году он предложил свою первую модель Вселенной, надеясь, что она позволит непротиворечиво объяснить устойчивость космоса. В то время он ошибочно полагал, что Вселенная в целом должна быть неизменной во времени[83]. Однако поначалу у него получались только такие решения, в которых Вселенная либо расширялась, либо сжималась. В спешном порядке он добавил в уравнения общей теории относительности космологическую постоянную – специальное слагаемое, ослабляющее гравитацию и обеспечивающе стационарность Вселенной. Опубликовав в том же году свое стационарное решение, он ошибочно счел, что на этом вопрос закрыт.
Однако, к большому огорчению Эйнштейна, уже в том же 1917 году голландский физик Виллем де Ситтер нашел альтернативную модель Вселенной, не содержащую материи, которая вела себя совершенно иначе. Вместо того чтобы оставаться неизменным, пространство делало прямо противоположное. Под воздействием отталкивающей силы космологической постоянной, не уравновешенной гравитационным притяжением, оно непрерывно экспоненциально расширялось. Находка де Ситтера открыла ящик Пандоры необычных решений общей теории относительности.
В 1929 году астрономические наблюдения Эдвина Хаббла, продемонстрировавшие разбегание далеких галактик, убедили Эйнштейна и многих других, что космос расширяется, а значит, стабилизирующий вклад не нужен. Эйнштейн решил исключить космологическую постоянную из общей теории относительности, посчитав ее первоначальное добавление ошибкой. Позднее эту постоянную опять вернули как способ моделирования ускоряющегося расширения Вселенной. В любом случае, с этим вкладом или без него, спектр решений общей теории относительности огромен.
И все же математические возможности не всегда отражают физическую реальность. Поэтому было бы заблуждением автоматически считать мультивселенной все это разнообразие космологических моделей – если только не принимать смелую идею, что все математически мыслимое возможно и физически. Сам Эйнштейн пришел к выводу, что существует множество несостоятельных решений общей теории относительности. Те из них, которые содержали странности или не соответствовали его ожиданиям по другим причинам, он попросту отметал как математические артефакты, никак не связанные с реальностью, и уж тем более не считал их составляющими мультивселенной.
Вместо этого Эйнштейн и его современники при изучении Вселенной почти полностью сосредоточились на небольшом подмножестве изотропных и однородных моделей. Условие изотропности и однородности (одинаковости во всех точках пространства) радикально сокращает число космологических решений. Это устраивало Эйнштейна, который стремился доказать, что общая теория относительности имеет жизнеспособные решения, соответствующие наблюдаемой Вселенной. Сначала он хотел смоделировать традиционный статичный космос, а затем – расширение в пространстве, на которое указывали данные Хаббла.
В 1932 году, уже после открытия Хабблом расширения Вселенной, потрясшего астрономический мир, Эйнштейн вместе с де Ситтером придумал простой способ описания раздувающегося космоса. Они предложили изотропную, однородную, плоскую модель без космологической постоянной. Вселенная будет вечно расширяться, но с постоянным замедлением. Модель Эйнштейна – де Ситтера, наряду с аналогичными моделями-предшественниками, разработанными русским физиком Александром Фридманом[84] и бельгийским математиком и священником Жоржем Леметром, оказала глубокое влияние на развитие космологии и послужила элегантной основой для того, что позже стало известно как теория Большого взрыва. (По иронии судьбы это название было придумано в 1949 году одним из главных противников этой теории Фредом Хойлом.)
Когда были разработаны эти простые изотропные однородные модели Большого взрыва, многие физики считали, что вскоре наблюдательная космология покажет соответствие характеристикам одной из них и поиски подойдут к концу. Рассмотрение всего спектра релятивистских решений общей теории относительности, включая весьма запутанные, станет всего лишь математическим упражнением. Тон задала обзорная статья, опубликованная в 1933 году физиком из Принстона Говардом П. Робертсоном, который сосредоточился на свойствах пространственно однородных решений. Классификация однородных изотропных космологий, проделанная Робертсоном и дополненная британским физиком Артуром Уокером, показала, что Фридман нашел все решения, соответствующие этим требованиям. По этой причине метрика, описывающая расширяющуюся Вселенную, получила название метрики Фридмана – Леметра – Робертсона – Уокера (FLRW).
Если проследить расширение пространства назад во времени, выбрав любую из моделей Вселенной Фридмана, мы увидим, что наблюдаемая Вселенная когда-то была невероятно компактной и, следовательно, очень горячей. Двигаясь вперед из этого огненного начала, мы приходим к безошибочному выводу: если Вселенная расширялась из сверхгорячего, сверхплотного огненного шара, вокруг нас должно присутствовать остывшее излучение той эпохи – ему просто некуда было бы деться. Так было открыто космическое микроволновое реликтовое излучение с температурой около 2,73 градуса Кельвина (выше абсолютного нуля). В 1964 году Арно Пензиас и Роберт Уилсон, используя рупорную антенну в Холмделе, впервые обнаружили реликтовый фон как постоянное вездесущее шипение, приходящее со всех направлений, куда они направляли свой прибор. На следующий год Боб Дикке и П. Джеймс Э. «Джим» Пиблз раскрыли его космическое происхождение.
Ни одно из этих теоретических и экспериментальных достижений не наводило на мысли о мультивселенной. На тот момент преобладала концепция единой изотропной, однородной фридмановской космологии, которая начиналась с горячего и плотного вещества и оставила свой след в виде реликтового излучения. Основной проблемой было то, что профиль этого излучения казался слишком гладким. Исследователям еще предстояло обнаружить мелкие неоднородности в реликтовом излучении, которые в итоге послужили основой для таких структур, как звезды и галактики. В остальном история уникальной Вселенной, возникшей в результате Большого взрыва, выглядела убедительно.
Но полученные результаты не вполне удовлетворили группу физиков, которые были увлечены мыслью о совпадении комбинаций фундаментальных постоянных на космических масштабах в духе более ранних работ Артура Эддингтона и Поля Дирака. Эддингтон, который получил известность как организатор экспедиций для изучения затмений, подтвердивших эйнштейновские предсказания об искривлении света, и Дирак, уважаемый лауреат Нобелевской премии, пытались найти глубинные причины определенных соотношений между физическими константами. По иронии судьбы Дикке, известный тем, что помог подтвердить теорию Большого взрыва, пошел по их стопам. Хотя он занимался экспериментальной радиофизикой, он часто рассуждал об особых условиях Вселенной, в том числе о том, как соотносятся друг с другом такие параметры, как G – универсальная гравитационная постоянная, c – скорость света, t – возраст Вселенной и другие. Он предположил, что существует связь между этими константами и возникновением человечества. Если бы эти параметры имели другие значения, то структуры, которые в итоге привели к появлению обитаемых планет, таких как Земля, не смогли бы сформироваться. Например, если бы гравитация была сильнее, Вселенная просто повторно сколлапсировала бы, а если бы она была слабее, то расширялась бы слишком быстро, препятствуя появлению звезд и планет.
Размышления о том, почему Вселенная имеет определенные физические параметры, заставляют задуматься об альтернативных сценариях – реальных или воображаемых. Таким образом, эти идеи о грандиозном космическом соревновании могут, хоть это и не обязательно, открывать путь к концепции мультивселенной. Однако, прежде чем совершать такой скачок, благоразумно было бы сначала обосновать необходимость конкретных значений констант на основе динамики в рамках одной Вселенной.
Дикке попытался сделать это, модифицировав стандартную общую теорию относительности. Он придерживался мнения, что G следует заменить скалярным полем: сущностью, меняющейся от эпохи к эпохе и от места к месту. Такие теории называют космологиями Бранса – Дикке, по имени Дикке и его соратника (и ученика Мизнера) Карла Бранса, или иногда космологиями Йордана – Бранса – Дикке, отмечая, что немецкий физик Паскуаль Йордан рассмотрел аналогичную концепцию изменения G первым и независимо от других.
Наряду с представлением, что сила гравитации менялась с течением времени, Дикке верил в космическую историю, охватывающую множество циклов созидания и разрушения. Большой взрыв для него – не единственное в своем роде событие, а выброс материи и энергии в процессе периодических сжатий и расширений. Как показал физик Ричард Толмен, подобные модели приводят к накоплению неупорядоченной энергии от эпохи к эпохе. Поэтому Дикке полагал, что реликтовое излучение – это остаток беспорядочной энергии предыдущего космического цикла, который постепенно остывает.
Осциллирующие модели Вселенной были довольно популярны с 1930‐х до начала 1960‐х годов, поскольку они давали разумный ответ на вопрос о происхождении вещества и энергии во время Большого взрыва. Либо материя существовала вечно и вдруг начала расширяться, либо расширение было результатом предшествующего сжатия. А еще осциллирующие модели удачно перекликались с циклическими представлениями, отраженными в ведических писаниях индуизма и многих других концепциях восточной философии[85]. Тут, в отличие от вечного возвращения Ницше, каждый цикл будет отличаться от предыдущего. Успокаивало и то, что в этой модели нет ни истинного начала, ни истинного конца; скорее, космическая история представляется бесконечной чередой реинкарнаций Вселенной. Дикке прекрасно понимал, что его идея осцилляций совпадает с восточными представлениями, и находил в этой общности успокоительный взгляд на космическое созидание и разрушение. Однако, к его разочарованию, выведенные из общей теории относительности теоремы о сингулярности вскоре поставили под сомнение идею о том, что Большому взрыву могло что-то предшествовать.