Другие уравнения – другие решения. В начале 1917 г. Эйнштейн нашел желаемое решение модифицированных уравнений, говорящее, что «пылевая» Вселенная неизменна во времени. Успех? А как с поворотом орбиты Меркурия – не нарушится ли тут блестящее согласие теории и эксперимента? Оказалось, что если Λ достаточно мала, то влияние ее на Меркурий практически незаметно – а для поддержания неизменности Вселенной и такой будет достаточно. Придется тогда признать, что в списке констант, который прилагается к нашей Вселенной, значится и еще одна, Λ (кстати, имеющая смысл энергии на единицу объема). Что есть, то есть, родную вселенную не выбирают. (Возникнув в таких рассуждениях, эта константа получила название космологической постоянной.)

Стремление Эйнштейна убедиться, что его уравнения согласуются с имеющейся на данный момент научной картиной мира, более чем законно: не это ли называется проверкой теории наблюдениями? Но в действительности статические (не меняющиеся со временем) решения искать было незачем; и модифицировать уравнения тоже было не обязательно. Уравнения «знали больше, чем их создатель»: они были готовы описывать Вселенную, которая меняется со временем, и она такой и оказалась. Теоретически возможность существования нестатичных «пылевых» вселенных из уравнений Эйнштейна извлек Фридман в 1922 г. Экспериментальный факт, что Вселенная не статична, вошел в науку в связи с наблюдениями и выводами из них, которые в 1929 г. сделал Хаббл: галактики удаляются от нас с тем большими скоростями, чем дальше они находятся (несколько ранее, в 1927-м, к сходным заключениям пришел Леметр: он вывел заново решения Фридмана, видимо, ему неизвестные, причем с целью именно объяснить скорости удаления галактик). А в 1930 г. Эддингтон установил, что статическое решение, полученное Эйнштейном с применением буквы лямбда, неустойчиво: материя там или схлопнется в точку, или разлетится неопределенно далеко в результате малейшего возмущения в ее распределении. Уравнения, одним словом, совсем не хотели неизменную во времени Вселенную.

Фридман исходил из тех же предположений, что Вселенная одинакова везде и по всем направлениям, но, в отличие от Эйнштейна, не был связан желанием получить решение определенного типа. В 1922 г. он нашел решение, которое Эйнштейн пропустил (не заметил!) – вероятно, из-за своей нацеленности на получение неизменной Вселенной. Согласно решению Фридмана, в заполненном пылью пространстве «все движется», но не совсем привычным образом: с течением времени все удаляется от всего или все приближается ко всему просто из-за того, что во времени изменяется метрика – та самая буква a, которая только и осталась от всей абвгдежзик-таблицы. Роль ее (этой a) в том, что все пространственные расстояния на нее умножаются; когда она растет со временем, все расстояния увеличиваются с течением времени, а когда убывает – уменьшаются. Возрастает же она или убывает и в каком темпе, как раз и определяется уравнениями, которые получил Фридман.