Предварительное обсуждение этих наблюдений состоялось на заседании Международного форума «Сотрудничество в космосе во имя мира на Земле», посвящённое 30летию космической эры, начатой запуском первого в мире советского спутника Земли. Заседания форума происходили в Москве со 2 по 4 октября 1987 года. В нём приняли участие 890 учёных из более чем тридцати стран мира.

Нелишне добавить, что помимо наблюдений сверхновой СН 1987А на форуме был обсуждён широкий круг исследований, уже проведённых при помощи искусственных спутников Земли и космических лабораторий, обследовавших другие планеты и процессы в межпланетном пространстве. Обсуждён и ряд новых научных проектов, включая предложенную Советским Союзом поэтапную программу исследования Марса. Она начинается выводом космического аппарата на орбиту спутника Марса, созданием аэростатной станции, дрейфующей в его атмосфере, высадкой на его поверхность марсохода, снабжённого аппаратурой для анализа марсианского грунта и исследования состава поверхности Фобоса, одного из двух спутников Марса. Конечной целью программы является доставка на Землю образцов марсианского грунта.

Конечно, обсуждались и другие планеты. Среди них особое место занимал полёт человека на Марс.

Мы сообщили здесь о первых результатах, полученных при наблюдении давно ожидаемого события — вспышки сверхновой звезды в ближайшей окрестности нашей Галактики. Первой вспышки — после 1604 года — сверхновой звезды, видимой невооруженным глазом. И главное, первой вспышки сверхновой звезды, зафиксированной не только оптическими телескопами, но и первыми нейтринными телескопами, а также космической астрофизической станцией «Астрон» — этими детищами ядерной физики, фотоэлектроники и электронной вычислительной техники.

Астрофизики и физики-теоретики будут ещё долго продолжать наблюдения и анализировать полученные результаты. Эти результаты несомненно станут основой уточнения современной теории элементарных частиц и теории эволюции звёзд.

Исаак Ньютон однажды сказал: если я видел дальше других, то потому, что стоял на плечах гигантов.

Ньютон был скромным человеком. Он сам был гигантом, величайшим физиком всех времён и народов. От него ведут свою родословную современная физика и математика.

Слова Ньютона мог бы с полным правом повторить ленинградский физик и математик Александр Фридман, подаривший науке эпохальное открытие. В своей работе он непосредственно опирался на плечи Альберта Эйнштейна, которого заслуженно считают Ньютоном XX века.

Рассказывают, что в начале двадцатых годов некий репортёр спросил крупного английского астрофизика Артура Эддингтона: правда ли, что Общую теорию относительности Эйнштейна понимают только три человека? Видя, что Эддингтон задумался, репортёр поспешил заверить: Эддингтон, конечно, входит в число трёх. Эддингтон ответил, что думает над тем, кто же третий.

Эддингтон не знал, что Фридман был этим третьим. Фридман не только понимал Общую теорию относительности, но и так хорошо владел сложным математическим аппаратом этой теории, что мог активно работать с её уравнениями.

И сделал великое открытие.

Уравнения открыли ему, что Вселенная — мир, в котором мы живём, — непрерывно расширяется. Нужно было обладать смелостью и уверенностью в себе, чтобы послать в журнал статью такого содержания и обоснование своей, неэйнштейновской, точки зрения.

Почему автор употребляет здесь слово «смелость»?

Да потому, что издревле учёные, включая Ньютона и Эйнштейна, были уверены в том, что Вселенная, взятая в целом, не только вечна, но и неизменна. Конечно, внутри неё всё изменяется. Но все были уверены, что это касается частностей. В целом Вселенная представлялась неизменной.

Именно это оспорил Фридман. Он доказал математически, что любая область пространства во Вселенной испытывает расширение. Расширение таково, что со временем размер Вселенной возрастает по вполне определённому закону.

Эйнштейн, конечно, тоже решал уравнения своей теории. Но, исходя из убеждения в стационарности Вселенной, ограничился тем решением уравнений, которое описывает её неизменное строение. Пойти дальше Эйнштейна Фридману помогло то, что, кроме физики и математики, он много занимался метеорологией и привык к разнообразным капризам природы. Естественно, он, как математик, уделял внимание изменчивым процессам. Возможно, поэтому ему показалось сомнительным, что Вселенная, подвластная разнообразным, часто грандиозным процессам, изменяющимся во времени, остаётся тем не менее неизменной.

Он решил проверить, имеют ли уравнения Общей теории относительности решения, изменяющиеся во времени.

Интуиция не подвела. Ожидания подтвердились. Помимо решения, найденного Эйнштейном, уравнения имели ещё два. Эти решения взрывали прежнее научное мировоззрение. Одно из них описывало расширяющуюся Вселенную, второе — сжимающуюся.

Эйнштейн, прочитав статью Фридмана, опубликованную в 1922 году, счёл его вывод ошибочным. Ему показалось, что вычисления Фридмана не отметают, а подтверждают неизменность Вселенной. Он изложил своё мнение в короткой заметке, направленной в тот же журнал.

Однако, ознакомившись с письмом Фридмана, содержащим возражения, Эйнштейн понял, что сам ошибся, что работа Фридмана правильна, и направил в тот же журнал вторую заметку с указанием своей ошибки. Он признал работу Фридмана правильной и «открывающей новые пути в науке».

Во всех последующих исследованиях, относящихся к строению Вселенной, Эйнштейн исходил из решения Фридмана и отмечал его приоритет.

По-видимому, замечание Эддингтона о том, что он не знает учёных, понимающих Общую теорию относительности, было обоснованным. Никто не откликнулся на статью Фридмана и заметки Эйнштейна. Эта дуэль идей оказалась забытой на целых семь лет.

Теория Фридмана воскресла после того, как в 1929 году американец Эдвин Хаббл опубликовал результаты своих многолетних замеров расстояний до различных галактик. Это сложная область космических исследований. Здесь не пригодны методы, применяемые астрономами для измерения расстояний до близких звёзд. Эти методы, по существу, основаны на том же принципе, которым пользуется человек для оценки расстояний до близких предметов. Правый и левый глаз видят близкие предметы слегка смещёнными на фоне удалённых предметов, а мозг обрабатывает это различие. Аналогично, если телескоп направлен на близкую звезду дважды: когда Земля находится в противоположных точках орбиты, то эта звезда представляется сдвинутой на фоне далёких звёзд.

Большинство галактик расположены много дальше, чем видимые звёзды. Так что такой метод к ним неприменим. Но Хаббл обнаружил в некоторых галактиках (наиболее близких) отдельные звёзды, блеск которых регулярно изменялся с течением времени. Такие звёзды встречаются и в нашей Галактике, то есть на сравнительно небольших (по астрономическим меркам) расстояниях. Их называют цефеидами, и для них существует хорошо изученная зависимость между блеском и периодом его изменения. Поэтому ими можно пользоваться как стандартными источниками света. Блеск источника света уменьшается в такой же степени, как увеличивается квадрат расстояния до него. Определив величину светимости цефеид и период её изменения, вычисляют расстояние до них. А определив расстояние до близких цефеид, можно при помощи указанного метода воспользоваться ими как «точкой опоры» для определения расстояний до удалённых галактик.

Основная ценность работ Хаббла — обнаружение связи расстояния до определённой галактики с так называемым красным смещением в её спектре. Напомним, спектр любого объекта — галактики, звезды, свечи — его световой паспорт. Он говорит о том, какие волны излучает объект. Спектр, видимый глазом, включает только волны, соответствующие цветам радуги — от красных до фиолетовых. Кроме видимых, спектр звёзд содержит и невидимые — ультрафиолетовые, инфракрасные, рентгеновские, гамма-волны. Исследуя состав спектра, учёные судят о том, из каких элементов состоит объект.