Но модели мира Эйнштейна не суждено было просуществовать долго. Ей противоречили астрономические наблюдения. Решение Эйнштейна не подразумевало устойчивость мира – и это несмотря на введение космологической константы. Эйнштейн не смог избежать недостатков модели Ньютона. Это доказал в 1930 году британский астрофизик Артур Стэнли Эддингтон.

Он показал, что искривленная вселенная Эйнштейна очень чувствительна к малейшим возмущениям – кашель или дуновение ветра вывели бы ее из равновесия и заставили бы сколлапсировать или разлететься на части. И модель мира де Ситтера, вопреки первому предположению, тоже оказалась неустойчивой.

Сейчас это знает каждый космолог: Вселенная не является чем-то вечным и неизменным. Но эту непостоянную Вселенную описывали другие космологи: Александр Фридман[111] (с 1922 г.), Жорж Леметр[112] (с 1925 г.) и Говард П. Робертсон[113] (с 1928 г.). Задолго до того, как появились астрофизические доказательства этого, их исследования показали, что наша Вселенная – ее материя, энергия, а также пространство-время – должна была выйти из чрезвычайно плотного состояния и с тех пор расширяется. Это начальное состояние позже было названо Большим взрывом.

Виллем де Ситтер также не предполагал, что Вселенная расширяется. И это несмотря на то, что он сформулировал свою модель не только в неподвижных, но и в более поздних динамических координатах. И хотя де Ситтер обсуждал первые измерения спектров галактик еще в 1917 году, ему не хватило данных, чтобы сделать правильные выводы. Только в 1924 году астроном Эдвин Хаббл[114] из обсерватории Маунт-Вилсон окончательно доказал, что туманности на небе – например, знаменитая туманность в созвездии Андромеды – это не части Млечного Пути, а отдельные звездные системы. А затем, в 1929 году, он понял, что галактики удаляются друг от друга, а Вселенная расширяется, и объяснил это, сославшись на модель мира де Ситтера.

Космос состоит из миллиардов широко разбросанных галактик и гигантских пустых пространств между ними. Земля – это пылинка на окраине обычной спиральной галактики Млечный Путь.

Виллем де Ситтер смог снова заняться космологией только в 1930-х годах. До этого он расширял Лейденскую обсерваторию и долгое время был президентом Международного астрономического союза. Поэтому Эддингтон назвал его человеком, который открыл Вселенную и забыл о ней. Познакомившись с результатами измерений Хаббла, де Ситтер, как и Эйнштейн, быстро – не позднее 1931 года – принял модель расширения Вселенной.

Пространство расширяется, и галактики удаляются друг от друга – подобно точкам на поверхности надуваемого воздушного шара. Эйнштейн и де Ситтер создали простейшую модель этой динамической космологии в 1932 году.

У этой истории было две концовки. Во-первых, в 1933 году космолог (и священник) Жорж Леметр нашел нечто общее между моделями Эйнштейна и де Ситтера: Вселенная могла перейти из состояния покоя к расширению, подчиняясь все той же космологической константе  λ. Во-вторых, Эйнштейн и де Ситтер совместно создали простейшую модель расширяющейся Вселенной в 1932 году, включая первые астрономические оценки – без глобальной кривизны и  λ.

Эта модель была очень популярна в космологии до 1998 года. Затем астрономы обнаружили, что пространство расширяется с ускорением в течение миллиардов лет, – и теперь небольшое положительное значение космологической постоянной является лучшим и самым простым объяснением.