Помоги проекту - поделись книгой:
Русская революция
Эйнштейн разработал общую теорию относительности в конце 1915 года и почти сразу же применил ее для создания математической модели Вселенной. Это был не такой громадный прыжок в науке, как может показаться, поскольку общая теория описывает взаимодействие между пространством, временем и материей и, строго говоря, применима только к полному набору этих элементов — Вселенной. При попытке применить ее для описания части Вселенной[150], например природы орбиты Меркурия вокруг Солнца, получается что-то приблизительное, хотя и точное настолько, насколько нужно исследователю. Эйнштейн опубликовал свою прорывную космологическую работу под названием «Вопросы космологии и общая теория относительности» в 1917 году. Он находился под сильным влиянием общепринятого тогда воззрения, что вся Вселенная есть Млечный Путь, а также видимого факта, что звезды Млечного Пути движутся относительно мало и бессистемно, не образуя входящего или исходящего потока. Он склонялся к идее, что Вселенная замкнута аналогично поверхности Земли или иной сферы, которая, как известно, имеет конкретную площадь поверхности, но не имеет конца. Сферическая вселенная обладает конечным объемом, но не имеет границ: направившись в любую сторону по прямой, вы в конце концов обогнете ее и вернетесь в исходную точку.
Однако здесь есть затруднение. Такая замкнутая вселенная должна сужаться, поскольку вся материя в ней притягивается друг к другу по закону всемирного тяготения, это соответствует как закону Ньютона, так и общей теории относительности. Поэтому Эйнштейн добавил к своим уравнением дополнительный элемент, названный космологической константой и обозначенный буквой греческого алфавита — лямбдой (Λ), который означал некую «упругость» пространства, компенсировавшую гравитацию. В результате получилась математическая модель замкнутой сферической вселенной, содержащей материю, но стабильной, о чем, по мнению Эйнштейна, свидетельствовали небольшие скорости звезд.
В 1916 году, формулируя свои идеи, Эйнштейн обсуждал их с голландским астрономом Виллемом де Ситтером, который вскоре издал собственные размышления на ту же тему. Голландия соблюдала нейтралитет в Первой мировой войне, так что новости от Эйнштейна без серьезных преград добирались из Германии до де Ситтера, а затем — к английским друзьям, в частности к Артуру Эддингтону. Де Ситтер опубликовал свою работу в ежемесячных «Заметках Королевского астрономического общества». Это привлекло внимание англоязычных астрономов к прорыву Эйнштейна, но также показало, что идея богаче, чем думал автор. Де Ситтер обнаружил, что уравнения общей теории относительности также могут использоваться для описания стабильной, но пустой вселенной — космоса, не содержащего материи. Такая вселенная не сжималась бы по причине отсутствия вызывающей гравитацию материи. Для нее космологическая постоянная была не нужна, но при желании ее можно было использовать. Де Ситтер, однако, хотел узнать, не может ли оказаться, что наша Вселенная настолько велика, что даже можно пренебречь наличием в ней звезд и считать пригодной для ее описания модель пустой вселенной. Он внес в пустую вселенную математический эквивалент небольшого количества материи («пробные частицы») и пришел к неожиданному выводу. Если эти частицы излучали свет, то длина его волн растягивалась по мере удаления от частиц; как выразился сам де Ситтер, «частота световых вибраций уменьшалась». Эта форма красного смещения, являющаяся свойством пространственно-временного континуума во вселенной де Ситтера, не является эффектом Доплера, и из нее не следует, что Вселенная расширяется. Но де Ситтер знал о работе Слайфера и стал одним из первых астрономов, поддержавших идею о том, что спиральные туманности находятся на большом расстоянии от Млечного Пути. Эйнштейн был озадачен и написал де Ситтеру, что не может осмыслить происходящее. Но худшее (или с современной точки зрения лучшее) было еще впереди: обнаружилось, что возможных моделей вселенных может быть несколько.
В течение последующих лет несколько ученых пытались использовать уравнения общей теории, применяя их к вселенной или вселенным. Но человеком, который смог буквально взять эти уравнения за шиворот и встряхнуть, придав им новый смысл и определив релятивистскую космологию как науку, стал россиянин Александр Фридман[151].
Фридман родился в 1888 году в Санкт-Петербурге в семье балетного танцовщика и пианистки, которые поженились, когда ему было девятнадцать, а ей всего шестнадцать, и музыкальную карьеру она так и не сделала. В 1896 году, когда Александру исполнилось восемь лет, его родители расстались, отец повторно женился, и мальчик воспитывался с мачехой. Артистическое происхождение не помешало ему увлечься физикой, и в начале ХХ века он уже был хорошо знаком с последними исследованиями квантовой теории и релятивистики. Александр, как и его родители, рано создал семью — в 23 года, едва окончив Санкт-Петербургский университет. Он продолжал работать в альма-матер еще пару лет, а в 1913 году занял должность метеоролога в Главной геофизической обсерватории в Павловске. Когда разразилась Первая мировая, он вступил добровольцем в авиационный отряд и участвовал в организации аэронавигационной и аэрологической службы русской армии, в том числе совершал опасные для жизни полеты в качестве пассажира и наблюдателя над вражеской территорией (австрийский фронт) и пережил как минимум одну аварийную посадку, был удостоен орденов Святого Георгия и Святого Владимира с мечами. Фридман не пострадал от революции 1917 года, поскольку с юности поддерживал левых и приветствовал новую власть. Он получил место профессора в Пермском университете, но был вынужден бежать, когда во время гражданской войны город заняли белые. В итоге в 1920 году ему удалось поселиться в родном городе, теперь носившем имя Петроград, и заняться метеорологическими исследованиями при Академии наук. Вскоре Фридман уже руководил всеми метеорологическими наблюдениями на территории Советского Союза. Увы, ученого ждала ранняя смерть от тифа[152], подхваченного во время поездки в Крым в 1925 году (к тому времени Санкт-Петербург был переименован еще раз — в Ленинград), всего через три года после публикации его революционных идей в области космологии.
Метеоролог по профессии, Фридман следил за всеми новостями релятивистской теории, включая общую теорию относительности, несмотря на всю сложность исторического периода их развития. Представляется, что он начал размышлять о космологических следствиях из общей теории еще в 1917 году, едва познакомившись с ключевой работой Эйнштейна. Он был занят на основной работе, в стране царил хаос, и на формулировку и публикацию своих умозаключений у ученого ушло несколько лет. Но их появление произвело эффект разорвавшейся бомбы, к тому же, несмотря на строгую математическую форму, ключевые идеи работы Фридмана легко объяснить на популярном уровне.
Главным открытием Фридмана было то, что уравнения Эйнштейна описывают не одну-единственную уникальную вселенную, но допускают создание множества ее моделей. Стационарная вселенная Эйнштейна и пустая вселенная де Ситтера — лишь примеры подобного множества. Одни такие модели выглядят подобно нашей Вселенной, другие отличны от нее. После полного принятия этих идей научным сообществом (в результате публикаций Хаббла и Хьюмасона) ключевым вопросом космологии стал поиск модели, наиболее точно соответствующей реальному миру. В некоторых из моделей использовалась космологическая константа, другие не требовали ее — среди них были самые интересные (то есть самые, кажется, адекватные нашей Вселенной), хотя в 1922 году это, конечно, еще не было очевидно.
Если отбросить наиболее экзотические и представляющие интерес в основном для математиков варианты, модели Фридмана предлагают три основные альтернативы описания Вселенной: все они естественным образом расширяются и не требуют лямбда-члена. Главное, как указывает Фридман, что такое расширение вызывается растяжением самого пространства, а не движением сквозь него какой-то материи. Во вселенной первого типа такое расширение происходит постоянно, хотя и замедляясь со временем из-за гравитации находящейся в ней материи. Поэтому такую вселенную называют открытой. Однако может существовать закрытая вселенная, которая какое-то время расширяется, но затем гравитация становится сильнее этого процесса и заставляет ее снова сжаться. Те и другие могут быть разных видов, с разной скоростью расширения. Но существует и третий, уникальный тип вселенной, находящийся точно посредине. Такая вселенная непрерывно расширяется, постоянно замедляясь, но никогда не останавливаясь окончательно. Она получила название плоской по аналогии с поверхностью сферы или Земли, которая из-за больших размеров может представляться совершенно плоской. Не выдавая слишком много тайн, могу пока сказать, что наша Вселенная неотличима от плоской, хотя может оказаться и открытой, и закрытой.
Перед публикацией своей работы в 1922 году Фридман написал Эйнштейну, прося его одобрения. Ответ коллеги Гамов впоследствии назвал «ворчливым»: Эйнштейн не оценил идеи Фридмана. Но статья была опубликована, и Эйнштейн ответил на нее крохотной заметкой (всего 11 строк!), утверждая, что результаты Фридмана не согласуются с его уравнениями. Затем он обдумал все еще раз и в 1923 году опубликовал еще одну заметку, где брал свои слова назад. Кажется, в тот период Эйнштейн рассматривал решения Фридмана для своих уравнений поля как чисто математически любопытные умозаключения, не имеющие отношения к реальному миру. В сохранившемся в его архиве черновике к заметке 1923 года есть несколько важных слов, не попавших в официальный вариант. Он пишет, что моделям Фридмана «вряд ли можно приписать значимость для физики». Уже через десять лет он будет вынужден изменить свое мнение.
Если бы Фридман продолжал свои исследования, это могло бы случиться и раньше. В 1923 году он изложил свои идеи в книге «Мир как пространство и время»[153], где рассматривал уравнения как таковые, включая очевидное следствие из них, что если Вселенная расширяется, то в прошлом она была меньше, а изначально могла быть очень маленькой. Ему нравилась идея циклической вселенной, которая расширяется из очень небольшого размера (возможно, точки), достигает определенного размера и затем снова сжимается в точку, запуская новый цикл. Он пишет:
…возможны случаи, когда радиус кривизны мира, начиная с некоторого значения, постоянно возрастает с течением времени; возможны даже случаи, когда радиус кривизны меняется периодически. В последнем — Вселенная сжимается в точку (в ничто), затем, снова из точки, доводит свой радиус до некоторого значения, далее опять, уменьшая радиус своей кривизны, обращается в точку и так далее. <…> Бесполезно, за отсутствием надежных астрономических данных, приводить какие-либо числа, характеризующие жизнь нашей Вселенной; если все же начать подсчитывать, ради курьеза, время, прошедшее от момента, когда Вселенная создавалась из точки до теперешнего состояния, начать определять, следовательно, время, прошедшее «от сотворения мира», то получатся числа в десятки миллиардов наших обычных лет23.
И этот текст был опубликован в 1923 году! Это не что иное, как первая научная дискуссия о том, что сейчас известно как Большой взрыв, и первая космологическая оценка возраста Вселенной (преувеличенная всего в несколько раз). Однако в начале 1920-х годов не только Эйнштейн, но и весь научный мир был не готов к революции Фридмана, и после его безвременной кончины некому было продолжить его дело, пока аналогичные идеи не пришли в голову другому ученому.
Заступничество святого отца
Жорж Леметр[154] был моложе Фридмана на шесть лет. Он родился в бельгийском городе Шарлеруа в 1894 году и учился в иезуитском колледже. В 1914 году ему было двадцать лет, он планировал стать гражданским инженером, но пошел добровольцем в армию. Участие в Первой мировой войне, за которое он был награжден Военным крестом, произвело на Жоржа огромное впечатление и побудило молодого человека совместить карьеру ученого с духовным поприщем (хотя первые мечты о священстве появились у него еще в девять лет). В 1920 году он защитил докторскую диссертацию по физике в Левенском университете (тогда в Бельгии это была, скорее, магистерская степень), изучил теологию и в 1923 году был посвящен в сан аббата. Одновременно с богословскими изысканиями Леметр подготовил работу по теории относительности и получил право на годичное бесплатное обучение в Кембридже (1923–1924) у Артура Эддингтона. Последний говорил, что это «блистательный студент, быстро схватывающий, дальновидный и с огромными способностями к математике»24. Из Кембриджа Леметр отправился в Гарвардскую обсерваторию, где в 1924–1925 академическом году работал с Харлоу Шепли (к тому времени спор о спиральных туманностях подходил к концу) и, среди прочих, Сесилией Пейн. В Америке Леметр познакомился со Слайфером, побывал на собрании в Вашингтоне, где было объявлено об измерении Хабблом расстояния до туманности Андромеды, и лично посетил ученого, чтобы больше узнать о том, как он рассчитывает дистанции между нами и туманностями. Утверждения коллеги разожгли в нем интерес к применению общей теории относительности в качестве модели реальной Вселенной. Он сразу же заинтересовался физическим значением измерений красного смещения.
Проведенные Леметром в Гарварде исследования привели к присуждению ему докторской степени. Так же как Пейн получила свою степень от колледжа Рэдклифф, поскольку обсерватория в те годы не имела права вручать их, Леметру присвоили ученое звание не там, а в Массачусетском технологическом институте в 1927 году за диссертацию «Гравитационное поле в жидкой сфере однородной инвариантной плотности согласно теории относительности». Соответствующие уравнения применимы, конечно, и к вселенной однородной плотности, но здесь все самое интересное происходит, когда плотность не инвариантна, а меняется с течением времени. Часть этой работы была опубликована в статье 1925 года. В ней Леметр показывает, что радиус такой вселенной рос бы со временем: расстояния между всеми точками в пространстве постоянно увеличивались. Он был первым, кто стал утверждать это относительно реального расширения пространства. Однако никто не обратил на это внимания. К тому времени как американская докторская степень была присуждена, Леметр уже вернулся в Бельгию и начал работу в Левенском университете. Там он глубже занялся проблемой согласования космологических моделей на основе общей теории относительности с красными смещениями в работах Слайфера.
В подходах Леметра и предыдущих исследователей, таких как Фридман (о его работах он в то время еще не знал) и де Ситтер, была принципиальная разница. Ученый с самого начала старался не просто развивать математические модели как таковые, а сопоставлять их с практическими наблюдениями.
Леметр первым предположил, что галактики можно рассматривать как эквивалент частиц в расширяющейся вселенной де Ситтера, но он развил работу де Ситтера (и, что важнее всего, независимо достиг тех же результатов, что и Фридман), найдя решения для уравнений Эйнштейна, в которых размер вселенной (измеренный в смысле расстояний между пробными частицами или, выражаясь технически, в смысле параметра кривизны, иногда называемого радиусом вселенной) претерпевает различные изменения. Он отдавал предпочтение модели закрытой вселенной, в которой этот размер меняется во времени, так что она растет или сжимается. Зная о работах Слайфера, он счел расширяющиеся модели возможным описанием реальной Вселенной, но сохранил космологическую константу, позволявшую ему создавать большое разнообразие возможных вселенных.
Утверждение Слайфера о том, что красное смещение больше для тусклых и далеких галактик, заставило Леметра склоняться к одной конкретной разновидности космологических моделей, в которой скорость[155] галактики пропорциональна расстоянию до нее (закон Хаббла). Он должен был бы называться законом Леметра, но был впервые опубликован в 1927 году в бельгийском журнале, мало известном за пределами страны, и из-за цепочки случайностей не получил широкого распространения вплоть до 1931 года.
Впрочем, название статьи явно должно было привлечь интерес ученых из соответствующих разделов физической науки: «Однородная Вселенная постоянной массы и возрастающего радиуса, объясняющая радиальные скорости внегалактических туманностей». Леметр даже отправил экземпляр Эддингтону, на которого ложится б
Когда вводят координаты и разделение на пространство и время, сохраняющее однородность вселенной, оказывается, что поле перестает быть статичным и что вселенная формы, предложенной Эйнштейном, может быть получена при радиусе, более не являющемся постоянным, а изменяющимся со временем по некоторому определенному закону.
Это именно тот закон, который ныне известен как закон Хаббла. Леметр использовал красные смещения Слайфера («радиальные скорости»), собранные Густавом Штромбергом в статье 1926 года, и расстояния на основе формулы, выведенной Хабблом в отношении воспринимаемой яркости (величины) галактики к расстоянию до нее. Это был очень грубый способ оценки расстояний, но для Леметра его было достаточно, чтобы определить соотношение между красным смещением и расстоянием: он пришел к результату в 575 км в секунду на 1 Мпк (сейчас он известен как постоянная Хаббла). Леметр тоже вычел скорость движения Млечного Пути, открытую Слайфером. Его результат настолько близок к полученному Хабблом пару лет спустя, что это вызывает резонные подозрения. Как пишет космолог Джим Пиблс в книге «Современная космология», «между этими двумя числами должна быть определенная связь». Правда ли, что тщеславный и напыщенный Хаббл решил вычеркнуть из истории Леметра так же, как он попытался сделать это со Слайфером? Если и так, это вполне в его духе.
Леметр вскоре получил возможность обсудить свою работу с Эйнштейном на научном собрании (Сольвеевской конференции[156]) осенью 1927 года. Тридцать лет спустя в радиоинтервью он вспомнит, что Эйнштейн описал его модель как «недопустимую» с физической точки зрения, что бы там ни говорили уравнения[157], и показался ему очень плохо информированным об астрономических достижениях, в том числе красных смещениях Слайфера. Почти наверняка именно во время бесед с Эйнштейном Леметр впервые узнал о работах Фридмана. Несколько месяцев спустя, в 1928 году, на встрече Международного астрономического союза, де Ситтер тоже отмахнулся от малоизвестного бельгийского аббата[158].
Не огорчившись (или не слишком огорчившись), Леметр продолжил развивать свои идеи. Он не предпринимал титанических усилий по их продвижению, но 3 января 1929 года, пока Хаббл еще не опубликовал первые работы по красным смещениям и расстояниям, изложил на конференции в Брюсселе свое убеждение, что само пространство с течением времени расширяется и порождает красное смещение: это не доплеровский эффект, вызванный движением галактик сквозь космос. Как выразился ученый в работе 1927 года, красные смещения — это «космический эффект расширения вселенной».
Предав свои взгляды огласке и не получив признания, Леметр был по понятным причинам несколько разочарован, когда работы Хаббла и Хьюмасона всего несколько месяцев спустя были приняты научным сообществом и произвели фурор. Он написал Эддингтону, напомнив ему о своей статье 1927 года. Один из студентов Эддингтона Джордж Маквитти впоследствии вспоминал: «Я хорошо помню тот день, когда Эддингтон несколько смущенно показал мне письмо Леметра <…> Эддингтон признался, что, прочитав работу Леметра еще в 1927 году, совершенно забыл о ней и не вспоминал до того самого момента»25. Желая восстановить справедливость, 7 июня 1930 года Эддингтон опубликовал в журнал Nature письмо, в котором привлекал внимание общественности к работам Леметра, и организовал перевод на английский язык несколько пересмотренной версии работы 1927 года (теперь в ней упоминался Фридман, но, что интересно, отсутствовала оценка постоянной Хаббла) и ее публикацию в «Заметках Королевского астрономического общества» за 1931 год. Но еще до обнародования англоязычного варианта эта работа успела обрести популярность благодаря упоминаниям Эддингтона и де Ситтера, узнавшего о ней от Эддингтона. Именно тогда Леметр был признан крупнейшим ученым-космологом, и именно он смог вывести исследования на новый уровень, представив идею Большого взрыва.
Глава 7
75
В начале 1930-х годов после публикации работ Хаббла и Хьюмасона идея расширяющейся вселенной получила широкое признание (хоть и не у самого Хаббла, который предпочитал делать наблюдения и измерения, а не формулировать гипотезы). Даже Эйнштейн наконец смирился с очевидным и признал это публично в апреле 1931 года на научном собрании в Пасадене. Но из какого исходного состояния расширяется Вселенная? В 1927 году Леметр предположил, что наблюдаемое расширение началось из стационарного состояния, как у вселенной Эйнштейна, и что до такого расширения Вселенная колебалась на грани его начала неопределенный период времени (возможно, вечность). Это был один из наиболее мистических вариантов, допускаемых использованием космологической постоянной. Но ко времени одобрения со стороны Эйнштейна ученый уже работал над другой идеей.
В январе 1931 года Эддингтон выступил на собрании Британской математической ассоциации с лекцией, позже опубликованной в журнале Nature. В ней он представил расширяющуюся Вселенную в ретроспективе: галактики постепенно сближаются и в конце концов сливаются воедино. Мысль о том, что у Вселенной когда-то было начало, он назвал «совершенно невыносимой». Позже в том же году Леметр ответил ему в том же журнале статьей под броским названием «Начало мира с точки зрения квантовой теории», в которой писал, что начало Вселенной «настолько далеко от современного положения вещей в природе, что совсем не кажется невыносимым», и рассуждал, что «мы можем представить начало вселенной в форме уникального атома, из атомного веса которого происходит вся масса вселенной. Этот в высшей степени нестабильный атом разделился на все меньшие и меньшие атомы посредством некоторого вида сверхрадиоактивного процесса». Это была просто догадка, и Леметр говорит здесь, скорее, о первичном атомном ядре, а не о целом атоме. Но вся обозримая Вселенная могла бы расшириться из первичного объекта, при ядерной плотности имеющего диаметр всего в 30 раз превышающий диаметр Солнца и вмещающийся в орбиту Земли. «Естественно, — пишет Леметр, — не стоит придавать слишком много значения этому описанию первичного атома». Он признавал, что «по мере совершенствования наших познаний об атомном ядре его наверняка придется изменить». Главной идеей его работы было то, что Вселенная образовалась из сверхплотного состояния путем мощного воздействия — «фейерверка», как он сам его назвал.
Леметр развил свои идеи и ввел термин «космическое яйцо» для описания сверхплотного объекта, из которого возникла Вселенная в современном виде. В итоге появилась книга «Гипотеза первичного атома», опубликованная в 1946 году. Идеи Леметра сильно повлияли на работу Георгия Гамова и его коллектива над тем, что сейчас называется теорией Большого взрыва (см. Пролог). Однако и в 1930-х, и в 1940-х, и даже позже эта идея казалась чрезмерно сложной. Ее временн
Пропавшая модель Эйнштейна
В 1931 году, вскоре после посещения Маунт-Вилсона и встречи с Хабблом, Эйнштейну пришла в голову идея стационарной вселенной, бесконечно старой и вечно расширяющейся, в которой непрерывно создается новая материя, или новые галактики, заполняющие зазоры между существующими по мере растягивания пространства. Он даже написал черновой вариант статьи на немецком языке под названием «О космологической проблеме», но затем решил, что в аргументацию вкралась ошибка, и отложил работу до лучших времен. Этот документ сохранился в архивах ученого и был обнаружен после его смерти, однако в течение долгих десятилетий считался наброском к другой публикации с тем же заголовком и не изучался или изучался без должного внимания. Лишь в 2013 году ее значимость осознали Кормак О’Раферти и Брендан Макканн из Уотерфордского технологического института, и в 2014 году она была переведена на английский и опубликована.
В начале 1931 года Эйнштейн уже понимал разумность идеи расширения Вселенной, но, не желая смириться с тем, что она изменяется со временем, продолжал искать способ примирить эти две концепции. Теория стационарной Вселенной кажется очень подходящей: наблюдаемый из любой галактики космос всегда выглядит приблизительно одинаково, даже несмотря на угасание одних галактик и появление других. Можно сравнить ее с древним лесом или джунглями: они существуют тысячи лет в, казалось бы, неизменном виде, но за это время выросли, засохли, рухнули и были замещены новыми множество поколений деревьев. Сама по себе идея достаточно очевидная, но Эйнштейн со своим характером желал облечь ее в математическую структуру общей теории относительности.
Он смог сделать это, манипулируя космологической постоянной, которая уже не нужна была ему для остановки расширения пространства. Или, выражаясь его собственными словами, «от этого решения [теперь] почти наверняка необходимо отказаться для теоретического понимания пространства в его истинном виде». Ошибаясь в написании фамилии Хаббла, как он это делал во всех своих работах того времени, он продолжает:
Чрезвычайно важные наблюдения Хаббела показали, что внегалактические туманности обладают двумя следующими качествами:
В рамках точности наблюдений они распределены в пространстве равномерно.
Они демонстрируют доплеровский эффект[160], пропорциональный расстоянию.
Эйнштейн предположил, что расширение вселенной стимулируется появлением новой материи, необходимой для поддержания общей плотности вселенной на постоянном уровне. Он пишет:
Представим себе физически ограниченный объем: частицы материи будут непрерывно покидать его. Чтобы сохранить постоянную плотность, внутри этого объема из пространства должны постоянно образовываться новые частицы материи.
Это удивительно похоже на идею «полей творения» (C-field), предложенную в конце 1940-х годов Фредом Хойлом, не имевшим ни малейшего представления о неопубликованной работе Эйнштейна. В отличие от Хойла, вместо того чтобы вводить отдельное поле, Эйнштейн описал процесс творения с помощью космологической постоянной. Однако в этот момент, как он вскоре понял, его аргументация развалилась. Подходящим решением уравнений с таким применением постоянной стало бы пустое пространство (с нулевой плотностью) и в силу этого невозможностью создания материи! Рукописные пометки автора доказывают, что он понял свою ошибку, но современные читатели остаются в недоумении, почему он не ввел отдельное поле творения, как Хойл. Вероятнее всего, это связано с убеждением Эйнштейна, что Вселенная должна быть простой (вспомним, что впоследствии он называл введение космологической постоянной своим величайшим промахом). Эта любовь к простоте вскоре проявилась еще в одной космологической модели, которую ученый разработал совместно с голландским астрономом Виллемом де Ситтером и опубликовал в 1932 году.
Чем проще, тем лучше
В том же 1932 году Джеймс Джинс[161], британский физик и знаменитый популяризатор научного знания, писал:
Снаружи кажется, что вся вселенная равномерно расширяется, подобно поверхности надуваемого воздушного шара, со скоростью, удваивающей ее размеры каждые 1400 млн лет <…> Если космология относительности Эйнштейна верна, у туманностей нет вариантов: свойства пространства, в котором они находятся, вынуждают их разлетаться.
Здесь подчеркнута разница между моделью Эйнштейна — де Ситтера и идеями каждого из них по отдельности до исследований Хаббла (и Леметра). Одной из ключевых особенностей модели, разработанной Эйнштейном и де Ситтером, стала ее согласованность с наблюдениями, а не с чистым интересом к математическому аспекту общей теории относительности, как это было в ранних работах Фридмана, де Ситтера или даже Эйнштейна. Совместная статья Эйнштейна и де Ситтера, написанная в январе и опубликованная в марте 1932 года, называлась «О соотношении расширения и средней плотности Вселенной». В ней всего две странички, и в некотором смысле в работе не говорится о космологических моделях ничего нового, не сказанного ранее Фридманом и Леметром. Поэтому иногда приходится слышать, будто она была опубликована и замечена лишь из-за громкого имени Эйнштейна. Однако это неверно. Важность статьи заключается в попытке описания реальной Вселенной, а не абстрактной математической модели. В ее названии упомянута Вселенная, а не вселенная. Это важнейший шаг вперед.
Эйнштейн и де Ситтер знали, что Вселенная расширяется — им даже была известна скорость этого процесса (постоянная Хаббла), хотя сегодня мы знаем, что она значительно преувеличена. Другой поддающейся наблюдению характеристикой Вселенной, как они понимали, была плотность, для оценки которой следовало подсчитать число галактик (и количество вещества во всех звездах в них) на единицу космического пространства. Этих двух чисел хватило бы для определения судьбы Вселенной: расширяется ли она достаточно быстро, чтобы преодолевать гравитационное сжатие и продолжать это расширение вечно (открытая Вселенная с отрицательной кривизной), или же ее плотность достаточно велика, чтобы вначале остановить расширение, а затем вынудить Вселенную сжаться обратно в сверхплотное состояние (закрытая Вселенная с положительной кривизной). Однако существует всего один особый случай — чуть ли не самое простое решение уравнений, — именно он привлек внимание Эйнштейна и де Ситтера.
Вселенная, находящаяся точно между состояниями открытой и закрытой (так называемая плоская вселенная), может быть достаточно просто описана математически с помощью уравнений общей теории относительности. Кроме того, в самом простом виде эта вселенная гомогенна (однородна) и изотропна (одинакова во всех направлениях). Как мы уже видели, Фридман первым открыл плоскую модель вселенной наряду с другими возможными математическими построениями. Но он не увязал ее с наблюдениями за реальной Вселенной. Не сделал этого и Леметр. Именно это выделяет работу Эйнштейна — де Ситтера 1932 года. Они указали, что если значение постоянной Хаббла известно, то можно рассчитать плотность плоской Вселенной и сравнить ее с реальными наблюдениями. Для постоянной Хаббла в 500 км в секунду на мегапарсек требуемая плотность равнялась бы 4 × 10–28 грамма материи на кубический сантиметр пространства. Поскольку современные оценки постоянной Хаббла по причинам, которые скоро станут очевидны, сегодня почти в десять раз меньше, чем думал сам Хаббл, современный вариант этих вычислений дает меньшую плотность — чуть больше 10–29 грамм на кубический сантиметр. Если бы вся эта материя имела форму атомов водорода и была распространена равномерно, она была бы аналогична одному атому на миллион кубических сантиметров космоса.
Стоит отметить, что эти рассуждения в свое время использовались как мощный аргумент в пользу стационарной Вселенной. Чтобы заполнить появляющиеся пустые пространства в расширяющейся вселенной, достаточно создавать по нескольку атомов водорода то тут, то там. Как повторял Фред Хойл, это в принципе не более сомнительно, чем мысль, что вся материя во Вселенной появилась одновременно при Большом взрыве. В наши дни Хойла порой представляют безумным ученым со странными идеями, но (как подтверждает и тот факт, что схожие концепции обдумывал и Эйнштейн) в его время (вплоть до открытия реликтового излучения) стационарная модель рассматривалась как полноправная альтернатива модели Большого взрыва.
В 1930-е годы было уже ясно, что даже во всех ярчайших звездах видимых галактик не хватит материи, чтобы утверждать, что Вселенная плоская. Но было также ясно, что объем материи ненамного меньше, чем требуется, конечно, с учетом разнообразия математических конструкций. Космологи не рассуждали терминами числа атомов водорода на миллион кубических сантиметров, они использовали так называемый параметр плотности, обычно обозначаемый греческой буквой «омега» (Ω), исходя из того, что в плоской вселенной Ω = 1. Если во Вселенной вдвое меньше материи, чем нужно для ее плоской модели, то Ω = 0,5; если там всего треть необходимого объема, то Ω = 0,3 и так далее. Количество видимой материи в нашей Вселенной дает приблизительно Ω = 0,1, то есть мы наблюдаем примерно в десять (или чуть более) раз меньше вещества, чем требовалось бы для того, чтобы считать нашу Вселенную плоской. Разница кажется значительной, но уравнения допускают любое значение Ω в моделях вселенных — например, она могла бы равняться одному миллиарду или одной миллиардной, триллиону триллионов или одной триллионной части одной триллионной части и так далее. Поэтому еще в начале 1930-х годов, когда космология впервые стала искать количественные выражения своих принципов, стало очевидно, что плотность реальной Вселенной подозрительно близка к значению, необходимому для ее плоского состояния26. Эйнштейн и де Ситтер сочли разумным предположить, что она и есть плоская, просто мы видим не все ее содержимое. Хотя оценки плотности Вселенной в 1932 году не вполне соответствовали этой модели, ученые писали:
Она, безусловно, имеет нужный порядок величины, и мы должны заключить, что в настоящее время можно представить факты, не оценивая кривизну трехмерного пространства. Эта кривизна, впрочем, в принципе определяема, и увеличение точности данных, извлекаемых из наблюдений, поможет нам в будущем уточнить порядок и определить значение.
Чтобы добиться значения Ω = 1, достаточно обнаружить необходимое количество невидимой материи (сейчас мы называем ее темной), дополняющей материю ярких звезд. Хотя в тот момент идея темной материи, обеспечивающей Вселенной плоскую модель, не была принята всерьез, существует и другой способ примирить наблюдения с концепцией плоской Вселенной — уточнить постоянную Хаббла в надежде, что тот ее переоценил. Если ее значение окажется достаточно малым, то Вселенная сможет быть признана плоской даже без сокращения ее плотности (это также повысит оценку времени, прошедшего с момента Большого взрыва, и, возможно, согласует между собой оценки возраста Вселенной и звезд). В итоге модель Эйнштейна — де Ситтера (плоская, гомогенная и изотропная) стала краеугольным камнем космологии (отчасти из-за ее максимальной простоты). Ее преподавали многим поколениям студентов (в том числе и мне), несмотря на неясность значения Ω и постоянной Хаббла[162]. В течение нескольких десятилетий усилия космологов ограничивались поисками постоянной Хаббла, поскольку более ничего предпринять было нельзя. Затем, как мы увидим, стало возможным оценить количество темной материи во Вселенной и точно выяснить значение Ω.
Сквозь Вселенную
Космология Эйнштейна — де Ситтера привлекательна еще и потому, что предлагает простой способ рассчитать возраст Вселенной с опорой на постоянную Хаббла (
В космологической модели Эйнштейна — де Ситтера возраст Вселенной составляет всего две трети от времени Хаббла. Это дает нам период немногим более чем миллиард лет при значении
В большом значении постоянной есть и еще одна странность, помимо конфликта между предполагаемым возрастом Вселенной и возрастом звезд, но в 1930-е годы ее мало кто заметил. Значение постоянной Хаббла определялось путем точного измерения расстояний до галактик и сопоставления этих данных с их красным смещением. Получив значение этой постоянной, с ее помощью можно определять расстояния; именно поэтому Хаббл изначально и заинтересовался измерением красных смещений. Постоянную Хаббла можно использовать для оценки масштабов Вселенной. Чем меньше расстояния до других галактик, тем больше значение постоянной Хаббла, поскольку расширение пространства быстрее разнесло галактики на их нынешние расстояния. И наоборот, чем больше эта постоянная, тем меньше расстояния между галактиками. Измерения Хаббла, начавшиеся с цефеид и продолженные в других частях Вселенной, явно доказывают, что спиральные туманности — не звездные облака внутри Млечного Пути, а галактики вне его пределов. Согласно тем же измерениям, эти галактики все же расположены довольно близко к нам и друг к другу, что означает: если сопоставить их видимые размеры с расстоянием до них, то они должны быть значительно меньше Млечного Пути. Может быть, мы все-таки живем в самой большой Галактике во Вселенной?
Такое предположение в начале 1930-х годов не казалось совсем уж невероятным, но нашелся человек, подвергший его сомнению, — Артур Эддингтон. В своей книге «Расширяющаяся Вселенная», опубликованной в 1933 году и содержавшей чуть ли не первое популярное изложение новейших астрономических открытий, он поясняет:
Астрономия так часто преподносила нам урок смирения, что мы почти автоматически принимаем точку зрения, что наша собственная Галактика не представляется какой-то особенной, она не более важна в структуре природы, чем миллионы других островных галактик. Но астрономические наблюдения, кажется, это не подтверждают. Согласно последним измерениям, спиральные туманности, в целом похожие на нашу систему Млечного Пути, оказываются значительно меньше ее. Высказывается мнение, что если спиральные туманности — это острова, то наша Галактика — континент. Может быть, моя скромность чрезмерна, но я склонен не согласиться с предположением, что мы принадлежим к вселенской аристократии. Земля — средненькая планета: не гигант вроде Юпитера, но и не мелкая сошка наподобие астероида. Солнце тоже средняя звезда: не великан, как Капелла[163], но намного крупнее самых малых звезд. Кажется неверным думать, что мы случайно оказались принадлежащими к совершенно исключительной Галактике. Говоря откровенно, я не верю в это: слишком много совпадений. Я думаю, что отношение Млечного Пути к другим галактикам — вопрос, дополнительный свет на который прольют дальнейшие наблюдения, и что в итоге мы обнаружим множество галактик такого же размера, как наша, и даже крупнее.
Это пример того, что называется принципом заурядности Земли: он гласит, что в нашем положении во Вселенной нет ничего исключительного. Эддингтон значительно опередил свое время, и до конца 1930-х годов на его замечание не обращали особого внимания. Но если принять как данность, что Млечный Путь — средняя по размеру спиральная галактика, и скорректировать масштаб расстояний (изменив постоянную Хаббла), отодвинув другие спиральные галактики на достаточное расстояние, чтобы их средний размер был сопоставим с размером Млечного Пути, значение постоянной Хаббла придется сократить примерно в десять раз и таким образом увеличить расчетный возраст Вселенной с миллиарда с чем-то до десяти с чем-то миллиардов лет. Эддингтон, однако, остановился на пороге этого открытия[164]. В период, когда он писал книгу, другим способом доказать принцип заурядности мог бы стать поиск галактик размером с Млечный Путь, окруженных мелкими спиральными туманностями, за пределами досягаемости имевшихся тогда телескопов. Определить, какой ответ на вопрос о нашем месте во Вселенной верен, можно было лишь постфактум, изучив большое количество галактик. Оценка постоянной Хабблом и Леметром действительно оказалась завышенной. Первая и самая серьезная корректировка ее значения произошла в результате дальнейших наблюдений в 1940-х годах, примерно тогда, когда Георгий Гамов с энтузиазмом стал пропагандировать идею Большого взрыва.
Этим прорывом мы частично обязаны периоду Второй мировой войны и беспомощности немецкого астронома Вальтера Бааде во всем, что не касалось астрономии. Бааде родился в Шреттингхаузене в 1893 году, всего на четыре года позже Хаббла. Он получил докторскую степень в Геттингене в 1919 году и одиннадцать лет проработал в Бергедорфской обсерватории при Гамбургском университете, а затем переехал в США, поскольку наиболее сильные телескопы в те годы находились именно там. Он устроился наблюдателем в Маунт-Вилсон вскоре после того, как Хаббл и Хьюмасон опубликовали первые работы по взаимосвязи красного смещения и расстояний до туманностей. Совместно с Хабблом и другими исследователями Бааде изучал сверхновые и отдаленность других галактик и приобрел репутацию отличного наблюдателя. Его жизнь вне работы, однако, была гораздо менее успешной, и хотя ученый намеревался получить американское гражданство и в 1939 году даже начал оформлять документы, при переезде он потерял нужные бумаги и вынужден был начать все заново. Прежде чем он успел сделать это, в декабре 1941 года японцы атаковали Пёрл-Харбор и Германия, союзница Японии, объявила Соединенным Штатам войну. Таким образом, формально Бааде оказался подданным враждебного государства и поначалу подпал под действие особого комендантского часа, запрещавшего ему покидать жилище между 20:00 и 6:00. Таким образом, он потерял возможность наблюдать за звездами по ночам[165].
В течение нескольких последующих месяцев много исследователей (включая Хаббла) были призваны в армию или на работы для нужд фронта, и в итоге Бааде оказался самым старшим из оставшихся в Маунт-Вилсоне астрономов. К тому времени он был признан не несущим опасности для страны, но непригодным для участия в обороне, что позволило ему возобновить наблюдения с помощью 2,5-метрового телескопа. Как раз в это время появилась новая, более чувствительная фотопластинка, а в Лос-Анджелесе по ночам стали отключать электричество: в распоряжении Бааде был лучший в мире телескоп, передовые фототехнологии и максимально темное небо. Это лишь незначительно облегчило исследование тусклых звезд в галактиках за пределами Млечного Пути, но к 1943 году Бааде был уже наблюдателем высшего класса и смог сфотографировать намного менее яркие объекты, чем это удавалось Хабблу, и даже начать подробное исследование туманности Андромеды.
Вальтер сумел обнаружить отдельные звезды не только во внешнем слое этой галактики (где Хаббл отыскал цефеиды), но и в ее глубине, которая до этого на фотографиях отображалась как неясное пятно. Его первым крупным открытием стал факт, что туманность Андромеды состоит из звезд двух типов. Это могло означать, что все спиральные галактики, включая Млечный Путь, имеют аналогичную структуру. Один вид звезд (Бааде назвал его Населением I) расположен ближе к краю галактики — в диске и спиральных рукавах. Это горячие молодые звезды голубого или желтого цвета, несущие большие объемы тяжелых элементов. Звезды в центральной области галактики — утолщенном ядре — получили название Населения II: это более старые и холодные красные звезды с очень низкой металличностью. Аналогичный тип звезд присутствует в шаровых звездных скоплениях. Дальнейшие исследования показали, как уже говорилось в первой части книги, что звезды Населения II сформировались из первичного материала, входившего в состав предыдущих поколений звезд, что действительно все спиральные галактики устроены так же и что наше Солнце, относительно богатое тяжелыми элементами, относится, безусловно, к Населению I.
В 1944 году Бааде также обнаружил, что переменные цефеиды тоже делятся на два типа, связанных с Населениями. Цефеиды Населения I сегодня известны как классические, а Населения II — как тип W Девы (по характерному представителю). Каждый вид обладает особым соотношением периода и светимости, но в целом цефеиды типа W Девы более тусклые, чем классические. В 1944 году это открытие не изменило представления астрономов о космологической шкале расстояний, поскольку Хаббл изучал классические цефеиды, подобные находящимся в нашей части Млечного Пути, и это не вызвало противоречий в его работе. Но, как только появились более современные технологии, были сделаны открытия, изменившие астрономическую картину Вселенной.
На этот раз новой технологией стал еще более крупный и совершенный телескоп — пятиметровый рефлектор на горе Паломар[166], введенный в строй в 1948 году и на протяжении последующих сорока пяти лет остававшийся самым мощным прибором такого типа на Земле (он и сейчас работает и приносит большую пользу науке). Перенеся весь свой опыт на новую технику и применяя лучшие из доступных фототехнологий, Бааде с уверенностью взялся за исследование переменных типа RR Лиры в галактике Андромеды. Эти звезды менее яркие, чем цефеиды, но очень удобны для определения расстояний. Их часто можно найти в шаровых скоплениях, и Бааде был уверен, что обнаружит их и в туманности Андромеды. Но не обнаружил. Он смог вычленить в шаровых скоплениях самые яркие звезды, но тусклых переменных типа RR Лиры не увидел. Если допустить, что красные гиганты, наблюдаемые Бааде в шаровых скоплениях галактики Андромеды, обладают теми же характеристиками, что и находящиеся в шаровых скоплениях нашей Галактики, переменные типа RR Лиры действительно нельзя было бы обнаружить доступными астроному приборами из-за их тусклости. Но чтобы быть столь тусклыми, красные гиганты должны находиться на значительно большем расстоянии, чем то, которое Хаббл определил для туманности Андромеды. Причина ошибки вскоре стала ясна, и она отсылала ученых к изначальному процессу определения дистанций до цефеид, который придумал Шепли за тридцать лет до того.
В ходе поиска логики в расстояниях Шепли использовал данные для каждой цефеиды, которую смог найти. К сожалению, ему попадались цефеиды и из Населения I, и из Населения II — к концу 1940-х годов это стало понятно. Эти звезды Населения I ярче, и можно подумать, что это сделало бы ошибку Шепли очевидной. Но они находятся в диске Млечного Пути, где много пыли (больше, чем предполагалось во времена Шепли), что мешает их рассмотреть. Цефеиды Населения II располагаются выше и ниже галактического диска, пыли там меньше. Шепли просто не повезло: наблюдаемые им более яркие звезды оказались затемненными пылью почти точно до уровня светимости менее ярких. Выходит, что Хаббл рассматривал цефеиды Населения I (классические), применяя к ним принципы расчета расстояний, в действительности относящиеся к цефеидам Населения II (типа W Девы). Использованные в его вычислениях звезды были ярче, чем ему казалось. Чтобы выглядеть настолько тускло, они должны быть значительно дальше от нас. Выходило, что туманность Андромеды находится на примерно вдвое большем расстоянии от нас, чем предполагал Хаббл, и что точно такой же коррекции следует подвергнуть всю шкалу расстояний во Вселенной, сократив постоянную Хаббла примерно до 250 км в секунду на Мпк. Объявленный в 1952 году результат исследований Бааде произвел эффект разорвавшейся бомбы и попал на первые полосы газет: размеры Вселенной внезапно удвоились! Но, что даже еще более важно, удвоился ее возраст: он составил почти 4 млрд лет, что уже не так сильно отличалось от ранее рассчитанного возраста Земли. Даже в 1952 году еще не было точно известно, сколько лет звездам, и 5 млрд представлялись разумным предположением: оставшийся разрыв не вызывал особых сомнений. Но в течение 1950-х годов оценки возраста Вселенной продолжили расти, а для звезд они росли еще быстрее; при этом противостоящая теории Большого взрыва стационарная модель Вселенной не собиралась сдавать позиции.
Коррекции возраста Вселенной в б
Сэндидж еще в юности знал, что Вселенная расширяется. Он родился в Айова-Сити в 1926 году, всего за год до появления работы Леметра о взаимосвязи красного смещения и расстояния и за три года до признания этой идеи законом Хаббла. Он открыл для себя астрономию в девять лет, когда посмотрел на ночное небо через телескоп школьного товарища. В старших классах Аллан прочел книгу Хаббла «Царство туманностей» и эддингтоновскую «Расширяющуюся Вселенную». В 1944 году он был призван на флот и вынужден прервать учебу, но после демобилизации в 1945-м пошел в Иллинойсский университет, окончил его в 1948 году и поступил в аспирантуру Калтеха. Интерес молодого ученого к космологии возник благодаря Фреду Хойлу, который во времена его студенчества читал в Калтехе курс как приглашенный лектор. Сэндидж защитил диссертацию под руководством Вальтера Бааде в 1953 году, как раз когда тот «удвоил размер Вселенной». К этому моменту он уже трудился в Маунт-Вилсоне и Паломаре над проектом Эдвина Хаббла, одного из героев своих школьных лет. Сэндидж проработал в этой обсерватории всю свою жизнь.
Проект, в котором был задействован Сэндидж, был попыткой измерить, насколько Вселенная плоская, то есть соответствует ли истинная Вселенная модели Эйнштейна — де Ситтера. По сути, это была трехмерная аналогия подсчета степени плоскости двухмерной поверхности, например листка бумаги. На плоской поверхности, как нас учат в школе, сумма углов треугольника равняется 180 градусам, и, если нам известны длины сторон треугольника, мы можем узнать его площадь. На поверхности замкнутой сферы сумма углов треугольника больше 180 градусов, а его площадь, соответственно, больше привычной. На незамкнутой поверхности, изогнутой наподобие седла или горного ущелья, сумма углов треугольника меньше 180 градусов, а площадь меньше привычной.
В трехмерной модели измеряются не площади, а объемы. Если пространство выпуклое или вогнутое, число галактик на различных расстояниях от нас будет отличаться от их количества в плоском пространстве. Сэндиджу был поручен подсчет галактик с помощью фотопластинок, отснятых широкоугольным телескопом под названием камера Шмидта[168]. Этот прибор мог снимать на одну пластинку большой участок неба, в то время как пятиметровый телескоп был способен видеть дальше, но лишь в одной точке. Пластинки Шмидта не содержали информации о красном смещении, но Хаббл полагал (и был прав), что в качестве первого приближения более тусклые галактики можно считать более удаленными. Подсчет и сортировка были как раз подходящим заданием для аспиранта: кропотливая, скрупулезная механическая работа, дающая шанс на упоминание в конце научного труда руководителя.
Сначала Сэндидж выполнял подсчеты, даже не посещая саму обсерваторию. Затем, летом 1949 года, Хаббл перенес инфаркт и врачи временно запретили ему подниматься в горы. Сэндидж и еще один аспирант Хэлтон Арп[169] были отправлены на обучение самостоятельным наблюдениям под руководством Вальтера Бааде, поскольку было очевидно: даже если Хаббл сможет вернуться к работе, ему потребуется помощь[170]. Они занялись проектом с применением фотографирования и анализа шаровых скоплений с помощью сначала полутораметрового телескопа, а затем, доказав свою состоятельность как наблюдатели, 2,5-метрового. Именно за это исследование Сэндидж получил докторскую степень, проявив себя первоклассным наблюдателем. В 1952 году он первым изучил технику на основе времени отхода от главной последовательности, которая, как показано в главе 4, стала ключом к измерению возраста шаровых скоплений.
К тому моменту, однако, Сэндидж уже работал ассистентом Хаббла. Последний собирался организовать массированную атаку на шкалу космических расстояний, опираясь на открытие Бааде и пытаясь дополнительно уточнить значение постоянной Хаббла, что помогло бы (хотя такой цели он себе и не ставил) определить возраст Вселенной. Сэндидж уже работал с пятиметровым телескопом, осуществляя наблюдения, которые Хаббл собирался провести сам, но уже не мог, хотя с октября 1950 года врачи и разрешили ему иногда подниматься в обсерваторию. В 1952 году Сэндиджа официально назначили на платную должность астронома-ассистента, но он уехал на год в Принстон, чтобы развить там свое открытие закономерностей отхода от главной последовательности. Он намеревался перейти от него к изучению звездной эволюции. Но вскоре после его возвращения в Калтех в сентябре 1953 года Хаббл умер от второго инфаркта, немного не дожив до своего шестидесятичетырехлетия. Хьюмасону и Бааде тоже было уже за шестьдесят, и пора было передавать бразды правления следующему поколению астрономов, наиболее перспективным из которых и был Сэндидж. Он принял руководство из чувства долга, без особого желания:
Я ощущал груз ответственности за продолжение работы по шкале расстояний. [Хаббл] начал ее, а я был наблюдателем и знал каждый шаг продуманного им процесса. Было ясно, что на прояснение открытия Вальтером Бааде ошибки шкалы расстояний надо было потратить 15–20 лет — я уже тогда знал, что это будет очень долгий процесс. И я сказал себе: «Я должен сделать это». Если бы я не взялся за тему, ничего вообще не было бы сделано. Другого телескопа не существовало, работать с нашим умели всего двенадцать человек, и никто из них не был вовлечен в этот проект. Так что мне пришлось заняться этой темой из чувства ответственности27.
В тот момент Сэндиджу было всего 27 лет.
Взятый астрономом на себя проект предполагал полный пересмотр шкалы космологических расстояний, определенной Хабблом. Для начала надо было подробнее изучить еще большее число цефеид. Как и в исходном проекте Хаббла с 2,5-метровым телескопом и в соответствии с его планом для пятиметрового, после определения расстояний до ближайших галактик с помощью техники цефеид Сэндидж смог идентифицировать самые яркие объекты в этих галактиках и откалибровать их яркость в сравнении с цефеидами, чтобы в дальнейшем использовать их как стандартные свечи — эталонные единицы силы света — для определения расстояний до более отдаленных галактик. На этом этапе исследования обнаружилось, что Хаббл допустил вполне объяснимую ошибку. Он использовал в качестве стандартных свечей те объекты других галактик, которые считал очень яркими звездами и которые при изучении через пятиметровый телескоп оказались светящимися облаками газа, известными как области HII. Такие места есть и в нашем Млечном Пути, что позволило калибровать их яркость. Оказалось, их максимальная яркость имеет пределы; таким образом, выявив наиболее яркие области HII в галактике и измерив их видимую яркость, можно получить достаточно точное представление о расстоянии. Однако области HII ярче звезд, с которыми их сравнивал Хаббл, что означает, что галактики дальше от нас, чем он предполагал. Как и в случае с коррекцией Вальтером Бааде шкалы расстояний, это подразумевало, что постоянную Хаббла надо сократить еще больше, чем предлагал Бааде.
Первое достижение Сэндиджа базировалось на данных о красном смещении и яркости, собранных по 850 галактикам за два предыдущих десятилетия при участии Милтона Хьюмасона и молодого коллеги Николаса Мейола[171]. В 1956 году вышла работа всех троих ученых, в которой показывалось, что закон Леметра — Хаббла (о пропорциональности красного смещения и расстояния) верен, насколько можно судить, для красных смещений, соответствующих скоростям до 100 тыс. км в секунду (треть скорости света). В целом, если учесть коррекцию Бааде и объединить измерения с данными об областях HII, само это открытие означает, что галактики втрое дальше от нас, чем полагал Хаббл, и что значение постоянной Хаббла не может превышать 180. Однако это был лишь первый шаг, который задал логику всех проектов Сэндиджа в 1950-х годах и позже: каждое следующее уточнение, сделанное с помощью пятиметрового телескопа, сокращало постоянную Хаббла. С годами она становилась все меньше и меньше.
Шаровые звездные скопления также оказалось возможным использовать в качестве стандартных свечей, поскольку после измерения расстояния до ближайших галактик стало ясно: у наиболее ярких шаровых скоплений примерно одинаковая яркость, в какой бы галактике они ни находились. Постепенно и очень медленно наращивая базу данных, Сэндидж понял, что для ориентиров расстояний можно использовать даже целые галактики, поскольку в рамках крупных кластеров обычно присутствует одна очень яркая галактика и ее истинная яркость примерно одинакова для всех таких кластеров.
Ключевым шагом во всех этих исследованиях стало измерение расстояний до большого скопления галактик, лежащего в направлении созвездия Девы (но намного дальше его), поэтому известного как скопление Девы. Наш Млечный Путь, его спутники Магеллановы облака и галактика Андромеды входят в небольшую группу галактик (Местную группу), объединенную гравитацией аналогично тому, как связаны ею звезды внутри Млечного Пути. Хотя измерение расстояний внутри Местной группы полезно, например, для калибровки яркости других объектов в сопоставлении с цефеидами, эти измерения ничего не говорят нам об отношении красного смещения и расстояний: галактика Андромеды движется в нашу сторону и ее свет демонстрирует не красное, а синее смещение. В этой ситуации сила тяготения преодолевает расширение пространства. Полностью эффект расширения пространства можно наблюдать только между галактическими кластерами (или между ними и нашей Местной группой), которые можно считать точками (или пробными частицами, говоря языком космологии) на поверхности воображаемого наполняющегося шара Джеймса Джинса, удаляющимися друг от друга все сильнее по мере растягивания материала шара. Скопление Девы включает более 2500 галактик и многочисленные шаровые скопления, на которые можно опираться при исчислении расстояний. После выяснения расстояния до скопления Сэндидж смог сделать следующий шаг в еще более отдаленный космос. С помощью пятиметрового телескопа и цефеид астроному удалось углубиться в пространство на 5 млн световых лет, области HII позволили ему заглянуть за десяток, а скопление Девы — добраться примерно до 65 млн световых лет. В итоге оценки расстояний Сэндиджа преодолели планку в 300 млн световых лет за счет использования галактик в роли стандартных свечей. При такой выборке можно было не сомневаться, что Вселенная изучена достаточно для уверенных выводов относительно истинного соотношения красных смещений и расстояний.
Поделиться книгой: